Astronomija

Molekulinio debesies skersmens nustatymas naudojant hidroksilo maserio intensyvumo kitimo periodą

Molekulinio debesies skersmens nustatymas naudojant hidroksilo maserio intensyvumo kitimo periodą


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Taigi turiu šią problemą (kurią kiek įmanoma tiksliau išverčiau į anglų kalbą):

Tiriant kompaktišką molekulinį debesį su radioteleskopu, esant 18 cm bangos ilgiui, buvo užregistruota hidroksilo (OH) maser (ic) spinduliuotė. Radiacijos intensyvumas kinta maždaug 5 min. Cikle. Įvertinkite didžiausią debesies skersmenį.

Tiesą sakant, apie molekulinius debesis mes labai mažai sužinojome vidurinėje mokykloje, ir aš neįsivaizduoju, kaip išspręsti šią problemą.

Jei intensyvumo kitimo ciklas yra bangų periodas, galiu apskaičiuoti bangos greitį, kuris būtų labai mažas (taip pat ir dažnį). Aš neprašau atsakymo, užtektų kelių patarimų. Dėkoju.


Taikomas principas yra tas, kad kūno savybės negali pasikeisti greičiau nei laikas, per kurį šviesa peržengia kūną. Taigi pulsarai gali būti labai maži, kuriuos žinome iš didelio jų variacijos dažnio.

Kūnas, besikeičiantis 5 minučių laikotarpiui, negali būti didesnis nei maždaug 5 šviesos minutės.


2019 m. Santraukos

Santrauka: Galaktikų susidarymą ir evoliuciją daugiausia lemia susijungimai ir sąveika. Tikimasi, kad šių sąveikų parašai bus įspausti jų galaktikų struktūroje ir žvaigždžių populiacijose, taigi, yra puikūs zondai norint suprasti galaktikų evoliuciją. Žemame raudoname poslinkyje dominuoja nedideli susijungimai. Magelano sistema yra vienas iš artimiausių nedidelio susijungimo įvykių pavyzdžių. Šioje kalboje pristatysiu mažojo magelano debesies žvaigždžių populiacijų 3D struktūrą ir kinematiką, gautą naudojant VISTA Magelano debesų ir gajos tyrimo duomenis ir rezultatų reikšmę mūsų supratimui apie magelano evoliuciją. Sistema.

Daktarė Hannah Worters

Santrauka: SAA pusiau sausringoje Karoo dykumos dalyje yra 24 optiniai / infraraudonieji teleskopai. Pateiksiu neoficialią apžvalgą apie tai, ką turime (įskaitant 10 m SALT teleskopą), ką dirbame (krūva naujų prietaisų, nuotolinis stebėjimas ir dirbtinis intelektas) ir ką galite naudoti (be jokios narystės) reikalavimai ar mokesčiai).

Daktarė Vanessa Moss

Pavadinimas: Silpno intensyvumo pietų HI tyrimas: atskleiskite paslėptą Galaktikos aureolės ledkalnio struktūrą.

SantraukaTai, kaip Paukščių Takas gauna dujas ir palaiko išmatuotą žvaigždžių susidarymo greitį, yra abi seniai egzistavusios Galaktikos tyrimų paslaptys, turinčios svarbų poveikį galaktikų santykiui su jų aplinkgalaktinėmis terpėmis visatoje. Pateiksiu mūsų dviejų neutralaus vandenilio (HI) populiacijų atradimą Paukščių Tako aureolėje: 1) siaura linijos pločio tanki populiacija, būdinga daugumai ryškių didelio greičio debesų (HVC) komponentų, ir 2) silpnesnė , plati linijos pločio difuzinė populiacija, kuri gerai susilygina su populiacija, randama labai jautriose vietose, pavyzdžiui, Lockman et al. (2002). Šis difuzinės HI atradimas, kuris, atrodo, yra paplitęs visoje aureolėje, priartina mus prie Galaktikos akrecijos paslapties sprendimo ir atskleidžia dujinę neutralią aureolę, paslėptą daugelio didelio masto tyrimų metu. Mes atlikome gilius Parkeso stebėjimus kaip Pietų HI silpno intensyvumo tyrimo (SWISH) dalį, norėdami toliau tirti šiuos rezultatus, kad iš tikrųjų atskleistume difuzinio HI pobūdį ir nustatytume, ar difuzinis / tankus santykis 3: 1 ( remiantis ribotais esamais duomenimis) atitinka tai, kas matoma, kai Parkesas ir 140 pėdų „Green Bank“ teleskopas naudojami panašiu jautrumu. Turėdami šiuos duomenis, derindami tiek žinomus, tiek naujus matymo linijos matavimus, mes siekiame išsamiau nei bet kada anksčiau atskleisti Galaktikos aureolės struktūrą ir savo rezultatus susieti su naujausiais jonizuoto UV absorbcijos, nukreipto į HVC, tyrimais.

Ponia Amy Whitney

Pavadinimas: Nešališkas dydžio evoliucija PREKIŲ laukuose.

Santrauka: Pateikiame naują CANDELS GOODS šiaurės ir pietų laukų galaktikų pavyzdžio analizę, naudojant atstumo nepriklausomą santykinio paviršiaus ryškumo metriką, kad nustatytume objektyvų dydžio evoliucijos matą raudonojo poslinkio diapazone 1 & ltz & lt7. Pristatome naują foninių objektų pašalinimo iš galaktikų vaizdų metodą, naudojamą siekiant sumažinti pašalinių objektų poveikį matuojant galaktikos dydį. Naudodamiesi Petrosiano spinduliu, mes galime nustatyti, ar galaktikos dydis labiausiai auga vidiniuose ar išoriniuose regionuose. Pastebime, kad vidinių galaktikų sričių evoliucija yra lėtesnė, palyginti su išoriniais regionais, kurie reiškia, kad masė pridedama prie išorinių galaktikos kraštų, kai ji vystosi, todėl siūlo formuotis iš vidaus. Mūsų rezultatai nustato naujas ribas galaktikos struktūrinės evoliucijos istorijai per praėjusius 12 kosminės evoliucijos Gyr.

Prof. Andy Bunkeris

"Tyrinėdami aukšto raudonojo poslinkio Visatą su JWST & rdquo

Prof. Shu-ichiro Inutsuka

Pavadinimas: Gijų paradigma ir žvaigždžių formavimasis galaktiniame diske.

Ponia Stefania Barsanti

Pavadinimas: SAMI: išsipūtimo ir disko žvaigždžių populiacijos grupių galaktikose.

Dr Lorenzo Spina

Pavadinimas: Paukščių Tako diskas, kurio mes niekada nepastebėjome.

Prof Toshifumi Futamase

Pavadinimas: „Subaru“ silpnųjų lęšių tyrimas apie tamsiosios medžiagos subhalosą Komoje ir netoliese esančiose galaktikos grupėse.

Santrauka: Hierarchinis struktūros formavimo scenarijus, pagrįstas šaltosios tamsiosios materijos (ŠPM) paradigma, buvo labai sėkmingas paaiškinant įvairius kosmologinius stebėjimus, pavyzdžiui, didelio masto galaktikų pasiskirstymą, todėl tapo standartiniu struktūros formavimo scenarijumi. Tačiau beveik nėra stebėjimo įrodymų, kad būtų galima išbandyti juos Mpc skalėje, kur svarbi masinio susirinkimo istorija. Mes atlikome silpną COMA klasterio lęšių stebėjimą, kai z = 0,027. ir kiti netoliese

Dylanas Michelsonas Paré

Pavadinimas: VLA poliarimetrinis galaktikos centro radijo lanko tyrimas: apibūdinantis poliarizaciją, sukimosi matą ir magnetinio lauko savybes ".

Santrauka: "Galaktikos centras (GC) yra unikalus stebėjimo taikinys, kuriame molekulinių debesų tankis, magnetinio lauko stiprumas ir dujų temperatūra yra kraštutinė, nei nustatyta kitur Galaktikoje. Vienas iš būdų ištirti stipraus magnetinio lauko savybes šiame regione yra analizuoti unikalios neterminės gijos (NTF) - išplėstos, sinchrotroną skleidžiančios struktūros. Ryškiausias NTF rinkinys yra žinomas kaip radijo lankas. Šioje diskusijoje pateikiu savo VLA radijo lanko tyrimo rezultatus ir palyginau savo išvadas su gautais už kitus NTF GC. Išsamiai aprašau sudėtingą regioną, kuriame yra „Arc NTF“, taip pat išsamiai aprašau „Arc NTF“ poliarizuotą intensyvumo struktūrą. Mes analizuojame šaltinio RM reikšmių pasiskirstymą ir nustatome, kad sukimasis gali sukelti išorinės terpės išilgai regėjimo linijos. Pataisius Faraday sukimąsi, nustatyta, kad vidinio magnetinio lauko orientacija paprastai atspindi NTF dydį. Tačiau vidinis magnetinis lauke keliuose radijo lanko regionuose rodomas sutvarkytas raštas, pasuktas maždaug 60 laipsnių tiek, kiek yra NTF. Šį besikeičiantį modelį gali lemti papildoma įmagnetinta struktūra, esanti radijo lanke, todėl mes stebime dvi stebėjimo srityje uždėtas lauko sistemas. "

Dr Alessandro Maini

Pavadinimas: „Radio-Quiet AGN“: kas verda į katilą?

Santrauka: Tylus radijo ryšys / garsiai veikiančių galaktikos branduolių dichotomija yra išskirtinis ir ilgalaikis atviras astrofizikos tyrimų klausimas, datuojamas praėjusio amžiaus 60-aisiais. Tik prieš maždaug 30 metų astrofizikos bendruomenė pradėjo šiek tiek nušviesti šią temą, tačiau kuo daugiau gilinomės į dvilypumą, tuo daugiau kilo klausimų. Šiandien mes galime pasakyti, kad yra visiškai aišku, kas yra radijo garsiai veikianti AGN, tačiau tas pats atsakymas į radijo bangomis neveikiančius objektus mus išvengia. Šiame pokalbyje trumpai priminsiu istorinę dichotomijos temos raidą, norėdamas parodyti, kaip ji prasidėjo ir kur esame dabar. Taip pat parodysiu savo asmeninį indėlį į šios temos tyrimą, daugiausia dėmesio skiriant radijo tylos AGN, su kuriuo dirbau dirbdamas ir po daktaro darbo, pobūdžiui.

Daktarė Meridith Joyce

Pavadinimas: Geresnis žvaigždžių modeliavimas: skaitmeninio modernaus stebėjimo kraštovaizdžio įrankiai ir metodikos.

Santrauka: Šie duomenys padės mums sukalibruoti žvaigždžių modelius! "- tai dažnai cituojamas mokslinių projektų pagrindimo susilaikymas, tačiau mes rečiau ir mažiau išsamiai girdime apie tai, kaip dideli žvaigždžių tyrimai ar tikslūs atskirų sistemų matavimai iš tikrųjų skatina mūsų tobulėjimą. žvaigždžių modeliai. Šioje diskusijoje išskirsiu keletą naujausių atvejų, kai mūsų modeliavimo galimybių išplėtimas ir didesnis stebėjimo apribojimų prieinamumas sutapo, kad galėtume pateikti naujų įdomių įžvalgų apie žvaigždes ir žvaigždžių fiziką.

Aptarsiu „T Ursae Minoris“ seisminį ir evoliucinį modeliavimą, naudodamas žvaigždžių astrofizikos eksperimentų modulius (MESA) ir reklamuosiu naują, šį mėnesį išleistą programinės įrangos paketą 1D-MESA2HYDRO-3D. Pastarasis yra „Python“ įrankis, skirtas 1D MESA profilio modeliams projektuoti į 3D dalelių pasiskirstymą, kuris gali būti naudojamas kaip pradinės sąlygos hidrodinaminiam modeliavimui su „Phantom“ išlygintų dalelių hidrodinamikos programa, sukurta padedant bendradarbiams čia, Macquarie universitete ir Monasho universitete.

Ponas Chikaedu Ogbodo

Pavadinimas: A-Masing žvaigždė gimsta !: Kai magnetiniai laukai neišeina į Gaga!

Santrauka: Galaktikos skalėje stebimas magnetizmas vaidina esminį vaidmenį žvaigždžių formavimosi pradžioje, pereinant nuo silpnų difuzinių tarpžvaigždinių laukų iki sustiprintų suspaustų laukų. Buvo plačiai tiriami silpni, didelio masto galaktikos magnetiniai laukai difuzinėse dujose. Priešingai, didelio tankio Galaktikos spiralinių ginklų regionuose, kuriuose yra didelės masės žvaigždžių formavimo (HMSF) sritys, tipiniai magnetinio lauko stipriai yra stipresni. Aš tiriu koreliaciją tarp difuziniame didelio masto magnetiniame lauke pastebėtų krypčių ir didelio tankio regionuose stebimų galaktikos skalės magnetinio lauko krypčių, naudodamas keturių pagrindinės būsenos OH maserių stebėjimus 554 6,7 GHz metanolio masažuotojų vietose (išskyrus HMSF žymekliai). Norėdamas išmatuoti magnetinio lauko kryptį ir stiprumą šiuose didelio tankio regionuose, naudoju Zeemano efektą. Laukiamas rezultatas yra nustatyti, ar informacija apie lauko orientaciją išlieka susitraukus nuo silpnų didelio masto magnetinių laukų iki didelio tankio, esančio didelės masės žvaigždžių formavimo regionuose. Pateiksiu visus retesnio 1720 MHz OH maserio perėjimo polarimetrinius ir aptikimo rezultatus ir galaktikos magnetinio lauko pasiskirstymą, kurį atskleidžia 1720 MHz maserio perėjimo magnetinio lauko orientacija vietoje.

Ponia Rachel Rayner

Pavadinimas: Mokslo komunikacija

Santrauka: Mokslo komunikacijos sritis auga eksponentiškai, bet kaip ji atrodo ir kaip ji gali padėti pasiekti mokslinių tyrimų tikslus? Ištyrę mokslo komunikacijos metodus, naudojamus sausumoje, ore ir jūroje, galime išgauti įrankius astronomijos komunikacijai didesnei ir platesnei auditorijai.

Prof Isabel Perez Martin

PavadinimasAr galaktikos juostos efektyviai maišo ir maišo savo diskus?

Santrauka: Manoma, kad barai yra pagrindiniai pasaulietinės evoliucijos ir radialinio maišymosi spiralinėse galaktikose varikliai, dėl dinamiškos sąveikos su disku ir aureole. Juostos yra maždaug 70% dikinių galaktikų, ir manoma, kad jos yra raktas į medžiagos ir kampinio impulso pertvarkymą bei centrinio išsipūtimo sukūrimą. Apžvelgsiu dabartinį mūsų supratimą, kaip barai visą laiką veikia jų prieglobos galaktikas, šiame kontekste pateikdamas Paukščių Tako juostą. Pateiksiu naujausius stebėjimo rezultatus, pagrįstus vientisu 2D lauko spektroskopija ir žvaigždžių radialiniu pasiskirstymu bei didelio galaktikų mėginio jonizuotų dujų savybėmis. Aš taip pat parodysiu keletą naujausių stebėjimo rezultatų juostų susidarymo ir evoliucijos klausimais, kad galėčiau padaryti išvadą apie juostų svarbą perdarant galaktiką.

Dr Robertas Harrisas

Pavadinimas: Astrofotonika Landessternwarte, Heidelberge.

Santrauka: Didėjant astrofotoninių instrumentų brandai, jie pereina nuo mažų prototipų prie pajėgių mokslinių instrumentų. Dėl šios raidos kyla tolesnių ilgalaikio stabilumo ir geresnių rezultatų iššūkių. Šioje kalboje aprašysiu vykstantį darbą Landessternwarte, Heidelberge, siekiant modeliuoti ir sukurti kai kuriuos iš šių prietaisų ir instrumentų. Išsamiai aprašysiu mūsų astrofotoninių grupių ir modelių modelius praeities eksperimentams, 3D spausdinto mikrolentės žiedo sukūrimą, kuris būtų naudojamas kaip „iLocater“ antgalis pasvirimo jutikliui didžiajame žiūroniniame teleskope, ir MCIFU, daugiasluoksnio pluošto tiekiamo integralo kūrimą lauko spektrografas. Taip pat aptarsiu mūsų ateities planus dėl instrumentų.

Ponia Anita Petzler

Pavadinimas: Jaudinimasis dėl sužadinimo: baisios molekulės įprasminimas

Dr Danielis Cottonas

Pavadinimas: Naujas žvaigždžių polarimetrijos amžius.

Santrauka: Įžengėme į naują žvaigždžių polarimetrijos amžių ir esame pasirengę atsakyti į kai kuriuos žvaigždžių evoliucijos klausimus. Šie klausimai apima žvaigždžių vidinę struktūrą, jų sukimąsi ir dvinariškumo komplikacijas, kurios šiuo metu yra didžiausi žvaigždžių evoliucijos modelių neapibrėžtumo šaltiniai (pvz., Heger 2000, Georgy ir kt., 2017). Šioje diskusijoje apžvelgsiu polarimetrijos techniką, pažangą, kurią padarėme šiais klausimais, ir būsimą šio tyrimo kryptį.

Nuo tarpžvaigždinės poliarizacijos atradimo 1940-aisiais optinės žvaigždinės linijinės polarimetrijos taikymas daugiausia apsiribojo dulkių ir dujų tyrimu tarpžvaigždiniuose ir aplinkiniuose procesuose. Tačiau Chandrasekharas (1946) savo esminiame dokumente, kuris paskatino pirmųjų šiuolaikinių instrumentų kūrimą, numatė tirti užtemdančių dvinarių atmosferą. Nuo to laiko Harringtonas ir amp. Collinsas (1968) parodė, kad poliarimetrija gali būti naudojama matuojant tikrąjį žvaigždžių sukimosi greitį, o Odellas (1979) teigia, kad polarimetrija turi galią nustatyti sunkiųjų žvaigždžių svyravimo būdus ir atskleisti jų interjero struktūrą. 70 metų instrumentinis netikslumas neleido siekti šių pastangų.

Per pastaruosius 5 metus aš ir mano kolegos buvome priešakyje kuriant ir taikant naujos kartos itin tikslius žvaigždžių polarimetrus. Naudodamiesi šiais prietaisais, mes peržengėme jų įprasto naudojimo ribas, prisidėjome prie jų su egzoplanetų atmosferos tyrimais ir radiacinių perdavimo modelių pagalba pradėjome juos taikyti žvaigždžių atmosferose. Mes atlikome pirmąjį vidinės poliarizacijos matavimą, atsirandantį dėl greito sukimosi (Cotton ir kt., 2017), o pastaruoju metu pastebėjome poliarimetrinius pokyčius dėl ne radialinės pulsacijos beta Cephei žvaigždėse. Mes taip pat pirmą kartą nustatėme tikrąjį atspindį dvinarėse žvaigždžių sistemose (Bailey ir kt., 2019) ir padarėme efektą, kuris niekada nebuvo numatytas, tačiau yra lengvai pastebimas naudojant mūsų instrumentą net mėgėjiško dydžio teleskopu!

Literatūra: | Hegeris ir kt. (2000) ApJ 528, 1. | Georgijus ir kt. (2017) ABSC Conf., 37. | Chandrasekhar (1946) ApJ 103, 351. | Harrington & amp; Collins (1968) ApJ 151, 1051. | Odell (1979) PASPC 91, 326. | Medvilnė ir kt. (2017) Gamtos Ast. 1, 690. | Bailey ir kt. (2019) Gamtos Ast. spaudoje.

Dr Joanne Drazkowska

Pavadinimas: Kaip formuojasi planetos?

Santrauka: Pastarieji metai atnešė paradigmos pokytį, kaip formuojasi planetos. Tapo aišku, kad planetos formavimas yra taisyklė, o ne išimtis. Nepaisant to, šis procesas tebėra menkai suprantamas. Pateiksiu naujausius atradimus ir koncepcijas, kylančius planetų formavimo bendruomenėje. Ypač daug dėmesio skirsiu ankstyviausiems planetos formavimosi etapams, kai mažos dulkių grūdeliai, esantys diskuose, supančiuose jaunas žvaigždes, auga link planetų statybinių blokų, vadinamų planetesimals.

Dr. Andy Sheinis

Pavadinimas: Maunakea spektroskopinio naršyklės naujinys.

Santrauka: Australija yra „Maunakea Spectroscopic Explorer“ (MSE), masiškai daugkartinio pektroskopinio tyrimo objekto, kuris per ateinantį dešimtmetį bus pastatytas Kanados, Prancūzijos ir Havajų teleskopo vietoje Maunakea, Havajuose, partneris. MSE bus skirtas 11,25 m plataus lauko teleskopas, stebintis daugiau nei 4000 taikinių, išsidėsčiusių 1,5 kvadrato laipsnių kampu kiekviename taške. MSE fiksavimui naudos 8 šviesolaidinius spektrografus

3000 mažos skiriamosios gebos spektrų (R

1000 didelės skiriamosios gebos spektrų (R

40 000), apimdamas visą 1,5 kv. Laipsnių lauką, esantį kiekvienoje raiškoje. MSE turės tyrimo greitį, kuris yra

20X greičiau nei MĖNULIAI, atsižvelgiant į matmenų dydį x matymo lauką x multipleksavimą x stebėjimo laiką. Be to, kas 7 savaites bus sukurtas tiek pat spektrų, kiek ir atlikus visą SDSS palikimo tyrimą. Kai kurie pradiniai mokslo tikslai bus nustatyti astrofizinę vietą ir žvaigždžių nukleosintezės detales, kad būtų galima atskleisti silpnos visatos sudėtį ir dinamiką, atliekant išorinės Galaktikos žvaigždžių cheminius gausumo tyrimus, kurie matuoja tūkstančių juodųjų skylių mases galaktikų šerdyse. pasverkite neutrinus ir išbandykite egzotinius kosmologijos modelius, kur tamsios energijos savybės skiriasi esant dideliam raudonos spalvos poslinkiui. Australijos mokslininkai sudaro maždaug 10% MSE mokslo komandos, kurioje dabar dirba beveik 400 astronomų iš 30 šalių. Be to, Australija buvo pasirinkta sukurti pluošto padėties nustatymo sistemą, pagrįstą AAO sistemomis, pagamintomis „Subaru“ ir „4Most“. Čia apžvelgsiu techninius objekto aspektus ir aptarsiu vienintelio artimiausiam dešimtmečiui planuojamo skirti 10 metrų klasės spektroskopinio įrenginio mokslinį potencialą.

Ponas Abdelbassitas Senhadji

Pavadinimas: Naujas kanalas pusiau nykštukinėms žvaigždėms formuotis ir evoliucijai.

Santrauka: Pateikiame išsamią sąlygų analizę, reikalingą subkūnių žvaigždėms suformuoti plačiuose dvejetainiuose kompiuteriuose per stabilų Roche Lobe perpildymą. Pradedant beveik 4000 pirmykščių dvejetainių raidžių tinkleliu, kurio komponentų masė yra maždaug nuo 1 iki 8 Msaulė pradiniai orbitos periodai

Nuo 1 iki 200 dienų daugelis šių dvejetainių kompiuterių patiria į Algolą panašų evoliucijos etapą ir didelė jų dalis sukuria dvejetainius failus, kuriuose yra nykštukai, kurių orbitos periodai yra tarp

Nuo 20 iki 500 dienų.Mes darome išvadą, kad: (1) paskutinis laikotarpis labai priklauso nuo prielaidos apie nekonservatyvų masės perkėlimą (2) žvaigždės donoro (nykštuko pirmtako) masė paprastai yra nuo 3 iki 6 saulės masių (3), labai natūrali nykštukų evoliucija iš ilgalaikio sdB etapo (

30 Myr) ir (4) sdB ir sdO žvaigždžių masių diapazonas ir efektyvi temperatūra gali iš esmės sutapti, priklausomai nuo pirminio dvinario savybių. Konkrečiai mes pastebime, kad masės gali svyruoti nuo

0,4–0,8 Msaulėir kad sdBs temperatūra yra 15000 & lt T riboseef (K) & lt 45000, o SDO diapazonas yra apie 25000 & lt Tef (K) & lt 100000. Vienas iš post-Algol dvejetainių pavyzdžių, kuris vystosi link nykštukinės stadijos, yra MWC882 (Zhou ir kt., 2018). Taip pat aptariamos šio kanalo stebėjimo pasekmės.

Ponas Jamesas Tocknellas

Pavadinimas: Protoplanetinių diskų vėjai

Santrauka: Magnetiniai diskų vėjai daro didelę įtaką protoplanetinių diskų evoliucijai pašalindami kampinį impulsą ir masę iš disko. Tačiau esami modeliai paprastai nepaiso ne idealių magnetohidrodinaminių efektų, tokių kaip Hall dreifas, tačiau yra žinoma, kad jie veikia šiuose diskuose ir daro įtaką jų struktūrai bei evoliucijai, pavyzdžiui, slopina magnetiniu būdu valdomą turbulenciją ir magneto sukimosi nestabilumą. Savo kalboje pateiksiu išankstinius panašių diskų vėjo modelių, apimančių ne idealius magnetohidrodinaminius efektus, rezultatus.

Ponas Gregas Goldsteinas

Pavadinimas: Žvaigždžių susidarymo pasiskirstymas po „Galaxi“ diskus

Santrauka: Žvaigždžių susidarymo pasiskirstymas galaktikos diskuose, naudojant integralinę lauko spektroskopiją, yra tiriamas siekiant nustatyti, ar pasiskirstymas skiriasi priklausomai nuo galaktikos vietos pagrindinėje žvaigždžių formavimosi sekoje, virš jos ar žemiau. Radialiniai žvaigždžių susidarymo greičio paviršiaus tankio profiliai rodo, kad galaktikose visose vietose gali įvykti centrinis žvaigždžių susidarymo slopinimas. Manoma, kad yra evoliucijos seka, pereinanti iš MS į neužbaigtą gesinimą ir gesinimą, leidžianti išbandyti siūlomus gesinimo mechanizmus. Išvados palankios gesinimo modeliams, tokiems kaip tankinimo modelis, ir juostų valdomam gesinimui, kuris apima procesų seką, įskaitant: disko nestabilumą, sukeliantį dujų įtekėjimą, centrinius žvaigždžių kampus, žvaigždžių grįžtamąjį ryšį ir dujų nutekėjimą ir centrinį gesinimą, susijusį su dujų išeikvojimu.

Ponas Hiepas Nguyenas

Pavadinimas: & ldquoTyrinėjant šilto ir šalto atominio vandenilio savybes Jaučio ir Dvynių regionuose.

Santrauka: Mes pranešame apie „Arecibo“ 21 cm absorbcijos emisijos stebėjimą, kad apibūdintume neutralaus vandenilio (HI) fizines savybes šalia penkių milžiniškų molekulinių debesų (GMC): Jaučio, Kalifornijos, Rozetės, Mon OB1 ir NGC 2264. Stipri HI absorbcija buvo aptikta link visų 79 foninių kontinuumo šaltinių

60x20 kvadratinių laipsnių regionas. Gauso skilimai buvo atlikti norint įvertinti šaltos ir šiltos neutralios terpės (CNM, WNM) temperatūrą, optinį gylį ir kolonos tankį. Atskirų CNM komponentų savybės yra panašios į anksčiau pastebėtas atsitiktinėse galaktikos regėjimo linijose ir šalia GMC, o tai rodo šalto HI savybių universalumą. CNM sukimosi temperatūros (Ts) histogramos smailės yra

50 tūkst. CNM turbulentiniai Macho skaičiai labai skiriasi, o jų tipinė vertė yra

4, nurodant, kad jų judesiai yra viršgarsiniai. Apie 60% visų HI dujų yra WNM, o beveik 40% WNM yra termiškai nestabiliame 500–5000 K režime. Pastebėta CNM dalis aplink GMC yra didesnė nei difuziniuose regionuose ir didėja didėjant kolonos tankiui (NHI) iki didžiausio

75%. Vidutiniškai optiškai plonas aproksimavimas (N * (HI)) neįvertina viso N (HI)

21%, tačiau randame didelius regioninius skirtumus tarp N (HI) ir reikiamo korekcijos koeficiento, f = N (HI) / N * (HI). Mes išnagrinėjome du skirtingus metodus (linijinį f ir log10 (N * (HI)) ir vienodą Ts), kad ištaisytume drumstumo efektus, naudodami emisijos duomenis iš GALFA-HI tyrimo. Mums labiau patinka vienodas Ts metodas, nes linijinis ryšys neužtikrina įtikinamų visų paregionių.

Prof. Rupertas Croftas

Pavadinimas: Reliatyvistiniai galaktikų ir didelio masto Visatos struktūros zondai

Santrauka: Per ateinančius 5 metus galaktikų su išmatuotais raudonais poslinkiais skaičius išaugs iki dešimčių milijonų. Tai leis mums labai tiksliai atvaizduoti didelio masto Visatos struktūrą. Nauji tamsios energijos, tamsiosios materijos ir gravitacijos pobūdžio testai taps įmanomi. Vienas iš būdų yra ieškoti reliatyvistinio poveikio įrodymų, kurie keičia santykį tarp vidinių ir pastebėtų galaktikų savybių. Tai apima gravitacinį raudonąjį poslinkį (pirmą kartą pastebėtas su Žemėmis susijusiose laboratorijose 1960 m.), Kuris priklauso nuo galaktikos potencialo šulinių gylio. Kitas yra reliatyvistinis spinduliavimas, kuris yra jautrus galaktikos savitų greičių ir jų spektrų sąveikai. Pirmieji dideli galaktikų tyrimai pradėjo atlikti šių poveikių matavimus, ir jie mums siūlo naują būdą pažvelgti į galaktikų ir jas supančių tamsiųjų medžiagų santykius. Aprašysiu, kaip išmatuoti šiuos efektus, įskaitant hidrodinaminių modeliavimo rezultatus, taip pat pirmuosius matavimus iš didelio masto struktūros tyrimo duomenų ir atskirų galaktikų.

Prof Tiziana Di Matteo

Pavadinimas: Juodųjų skylių visata

Santrauka: Didžiulės juodosios skylės yra pagrindinės mūsų kosmoso sudedamosios dalys. Suprasti jų susidarymą kosminėje aušroje, jų augimą ir pirmųjų, retų kvazarų atsiradimą ankstyvojoje Visatoje, tebėra vienas didžiausių mūsų teorinių ir stebėjimo iššūkių. Hidrodinaminės kosmologinės simuliacijos nuosekliai sujungia struktūros susidarymo procesus kosmologinėse skalėse su mažesnių galaktikų skalių fizika. Jie užfiksuoja realiausią mūsų supratimą apie didžiąsias juodąsias skyles ir jų ryšį su galaktikų formavimusi. „BlueTides“ simuliacijoje daugiausia dėmesio skirsiu pirmųjų kvazarų ir jų priimančiųjų galaktikų prognozėms. Naujos kartos įrenginiai ir daugelio žinučių astrofizikos atsiradimas suteikia naujų įdomių perspektyvų atsekti didžiulių juodųjų skylių atsiradimo, augimo ir susijungimo istoriją per kosminius amžius.

Ponas Abneris Zapata

Pavadinimas: & ldquoFIDEOS spektrografas: radialinio greičio stabilumo rezultatai esant ESO1m & rdquo

Santrauka: „Fiber Dual Echelle Optical Spectrograph“ (FIDEOS) yra didelės skiriamosios gebos spektrografas, kurį sukūrė Astro-engineering UC centras, Čilė, ir įrengtas La Silla observatorijos ESO1m teleskope. Pateikiame užsakymo ir ankstyvojo mokslo rezultatus. Radialinio greičio (RV) tikslumas ir stabilumas buvo pagerinti ankstyvos operacijos metu, pasiekiant net 5 m / s vertes per vieną naktį ir ilgalaikį stabilumą, geresnį nei 10 m / s. Taip pat pateikiame trumpą mūsų vykdomų ir būsimų projektų apžvalgą.

Daktarė Esha Kundu

Pavadinimas: SNe IIb radijuje

Santrauka: Didžiulės žvaigždės, praradusios didžiąją dalį vandenilio gaubto, sprogsta kaip IIb tipo supernovos (SNe IIb). Šių SNe pirmtakai gali būti vienos masyvios žvaigždės, kurios dėl stipraus vėjo patiria didžiulius masinius nuostolius. Kita vertus, masės pašalinimas gali įvykti dėl sąveikos su palydovine žvaigžde dvejetainėje sistemoje. Naudingas būdas išankstinėms SN sistemoms tirti yra ieškoti radijo spinduliuotės dėl SN ejecta sąveikos su aplinkine terpe (CSM). Radijo spinduliuotės srautas yra maždaug proporcingas CSM dalelės tankiui, kurį paprastai formuoja masės išstūmimas iš prieš SN esančios žvaigždės. Todėl, tiriant šią spinduliuotę, galima nustatyti pirmtakinės žvaigždės masės praradimo istoriją. Šioje kalboje daugiausia dėmesio skirsiu dviejų labai gerai pastebėtų SNe IIb, SN 1993J ir SN 2011dh radijo spinduliavimui ir aptarsiu, kaip išsamus jų radijo spinduliuotės modeliavimas leido mums gauti svarbios informacijos apie jų pirmtakų evoliuciją prieš sprogimą. .

Daktaras Simonas Ellisas

Pavadinimas: Naktinio arti infraraudonųjų spindulių dangus tampa tamsus.

Santrauka: Naktinis beveik infraraudonųjų spindulių dangus yra itin ryškus dėl atmosferos OH molekulių emisijos. Dėl didelio paviršiaus ryškumo dangaus atimimas iš esmės yra triukšmingas. Be to, OH emisija yra labai įvairi tiek erdviniu, tiek laiko požiūriu, todėl danguje atimant yra didelių sisteminių klaidų. Ši ilgalaikė problema dešimtmečius smarkiai trukdė artimosios infraraudonųjų spindulių astronomijai, tačiau dabar pirmą kartą esame artimi antžeminiam sprendimui. „PRAXIS“ yra unikalus arti infraraudonųjų spindulių spektrografas, šiuo metu užsakomas AAT, kuris pasirinktinai filtruoja atmosferos OH linijas nuo įeinančios šviesos, naudodamas pluoštines „Bragg“ groteles, padarydamas dangų tamsų. Apibūdinsiu OH slopinimo pluošto Bragg grotomis principus ir šios naujos technologijos plėtrą iki šių dienų, pasibaigus PRAXIS. Pateiksiu preliminarius pirmųjų dviejų eksploatacijos rezultatų rezultatus ir aprašysiu galimus pokyčius ateityje.

Dr Elaina Hyde

Pavadinimas: Mokslas prieš „DataScience“ astrofiziką: „Kas laimės“?

Santrauka: Šis pokalbis apims mano kelionę per astrofiziką ir duomenų mokslą su keletu patarimų ir gudrybių, kuriuos pasirinkau kelyje, taip pat su keliais procesais, kuriuos naudoju savo darbe. Palyginsiu duomenų mokslą ir mokslo metodikas ir aptarsiu, ką tai reiškia astrofizikai. Papildomai apžvelgsiu kai kurias priemones, kurios man padėjo iki šiol kurti karjerą STEM. Jei turėsime laiko, žaisime net mašininio žaidimo žaidimą.

Ponas Georgesas Georgevitsas

Pavadinimas: Kuiperio diržo objektų paieška žvaigždės okultacijos būdu.

Santrauka: Kuiperio diržas yra Saulės sistemos regionas, besitęsiantis nuo Neptūno orbitos iki

50AU. Manoma, kad joje gyvena daugybė objektų, vadinamų Kuiperio diržo objektais (KBO). Tik didžiausią iš jų galima pamatyti tiesiogiai stebint, nes jie yra tokie tolimi ir silpni. Mažos KBO, per silpnos, kad būtų galima pamatyti tiesioginiu stebėjimu, gali būti aptiktos žvaigždžių okultija, kai jos praeina priešais tinkamą foninę žvaigždę.

Mūsų darbe pateikiami rezultatai, gauti naudojant antžeminį žvaigždžių okultacijos tyrimą naudojant 1,2 m JK Schmidto teleskopą su 100 optinių skaidulų, tiekiančių CCD kamerą su nuolatiniu nuskaitymu ir 10 ms sekundės skiriamąja geba. Mes sukaupėme 6500 žvaigždžių valandų duomenų apie ekliptiką, įskaitant Neptūno ir rsquos L4 Lagrangian regioną. Mūsų sąranka gali aptikti KBO, kurių spindulys didesnis nei apie

0,25 km. Tai yra dviem dydžiais mažesnė, nei galima pasiekti tiesiogiai stebint.

Pranešame apie vieną aptikimo įvykį - spindulio KBO

0.43km 46AU atstumu. Tai yra geriausiai išspręstas KBO okultacijos įvykis, apie kurį pranešta iki šiol, ir, be abejo, pirmasis patikimas antžeminis aptikimas. Remdamiesi savo tyrimo rezultatais, mes apribojame numanomą KBO, kurių spindulys didesnis nei 0,25 km, plius + mn2 laipsnių ekliptikoje populiacijos tankį iki

10 ^ 7 objektai kvadratiniame dangaus laipsnyje.

Dr. Lucyna Kedziora-Chudczer

Pavadinimas: Iš planetos atmosferos ir jos paviršiaus išsklaidyta šviesa yra poliarizuota.

Santrauka: Priešingai, saulės tipo žvaigždžių šviesa daugiausia nėra poliarizuota. Todėl polarimetrija gali būti naudojama aptikti ir apibūdinti saulės spindulių planetas aplink tokias žvaigždes. Dėl atspindėtos žvaigždės šviesos poliarizacijos laipsnis labai priklauso nuo planetos atmosferos sudėties ir fizinių savybių. Galiausiai poliarizacijos stebėjimai galėtų suteikti užuominų apie vandens lašelius planetos atmosferoje ir galimą skysto vandens aptikimą planetos paviršiuje atspindint atspindį.

Aptarsiu procesus, kurie lemia šviesos poliarizaciją. Toliau kalbėsiu apie poliarizacijos matavimų metodikas ir aprašysiu karštų Jupiterių poliarimetrinius stebėjimus aukšto tikslumo poliarimetru, HIPPI, sukonstruotu AAT UNSW. Taip pat aprašysiu naujai sukurto poliarimetro HIPPI-2 galimybes naudoti 8 metrų „Gemini“ teleskope ir trumpai paminėsiu kitus projektus, vykdomus su HIPPI polarimetru.

Profesorius Di Li

Pavadinimas: "Kaip sugauti šaltas dujas"

Santrauka: Žvaigždžių susidarymas yra pagrindinis procesas, gaminant „šviečiančią“ medžiagą galaktikose. Kad gravitacija leistų materijai link branduolio sintezės, tarpžvaigždinė terpė (ISM) turi vystytis nuo atominės iki molekulinės formos. H2 susidarymą, daugiausia vykstantį šaltose dujose, sunku stebėti, todėl jis nėra gerai varžomas ir nesuprantamas, kaip rodo dabartiniai ginčai dėl vadinamųjų „tamsiųjų dujų“ (Grenier ir kt., 2005). Čia pateikiu šaltų dujų ir H2 susidarymo matavimus, daugiausia taikant absorbcijos metodus. Remdamiesi HI Narrow Self-Absorption (HINSA: Li ir kt., 2003) metodu, mes paskelbėme pirmąjį aiškų molekulinio tamsaus debesies gimimo nustatymą (Zuo ir kt., 2018). Susiformavimo laiko skalė, taigi ir apatinė žvaigždžių susidarymo laiko skalės riba, yra ilgesnė nei 6 milijonai metų. Regione, kuriame nenustatyta stabili CO gausa, mes nustatėme, kad OH yra geras viso H2 kiekio atsekėjas (Xu ir kt., 2016). Mes išmatuojame OH sužadinimo temperatūrą per kvazaro absorbciją, kad ji būtų artima Galaktikos fono temperatūrai (Li ir kt., 2018), paaiškindami, kodėl OH, pirmoji radijo bangomis atrasta ir gausi molekulė, lieka nepagaunama. Būsimos jautrios radijo priemonės, būtent ASKAP, FAST, MeerKAT, SKA1 ir kt., Suteiks išsamų galaktikos šaltų dujų absorbcijos būdu sąrašą (McClure-Griffith et al. 2015).

Ponia Rebecca Davies

Pavadinimas: Išspręstos jonizuotų dujų nutekėjimo ypatybės ir demografiniai rodikliai ties z

Santrauka: Žvaigždžių formavimosi piko epochoje nutekėjimai yra visur (z

1-3) ir greičiausiai vaidins svarbų vaidmenį formuojant galaktikų augimą ir evoliuciją. Artimojo IR integralinio lauko spektroskopija yra galingas įrankis tirti galaktikos vėjų fizines savybes šioje epochoje, nes tai leidžia mums kinematiškai juos atskirti nuo gravitacinių judesių ir atvaizduoti nuotėkio paleidimo vietas, mastą ir geometriją. Šioje diskusijoje pateiksiu naujausius mūsų neatsiejamų lauko srautų tyrimų z rezultatais rezultatus

1-3. Apibendrinsiu nutekėjimo savybes ir mastelio santykius, išspręstus 1-2 kpc skalėse, naudojant SINFONI su adaptyvia optika, ir šiuos rezultatus padėsiu į mūsų pasaulinių nutekėjimo savybių ir demografijos tyrimo iš KMOS ^ 3D tyrimo kontekstą.

Dr Samyaday Choudhury

Pavadinimas: Retų žvaigždžių grupių ir metalizmo Magelano debesų žemėlapių tyrimas.

Santrauka: Pateiksiu mūsų tyrimus, nukreiptus į du putojančius: (1) retų žvaigždžių spiečių ir jų svarbos mūsų kaimyninėse galaktikose, Magelano debesyse (MC, LMC ir amp SMC) supratimą ir (2) šių dviejų galaktikų metališkumo kitimo supratimą. MC, be gausių gyventojų grupių, taip pat priima varganas / retas žvaigždžių grupes. Mūsų darbas dėl retų žvaigždžių grupių LMC yra skirtas padidinti supratimą apie tokius objektus, naudojant gilius Vašingtono fotometrinius 45 žvaigždžių grupių duomenis. Buvo atliktas sistemingas tyrimas, siekiant įvertinti jų parametrus, ir jie buvo sugrupuoti į dvi kategorijas pagal jų tikrumą. Šių nepastebimų grupių dydžiai ir masė pabrėžia, kad LMC turi daug grupių, panašių į atvirus mūsų Galaxy galus. Motyvuota pirmiau pateiktos išvados, didesnė komanda ieško mažos masės atvirų grupių panašių sistemų (identifikavimas, katalogavimas, savybių įvertinimas) LMC ir amp SMC, naudodamiesi esamais didelio ploto tyrimais (pvz., OGLE III). Kad suprastume LMC ir SMC metališkumo svyravimus, mes sukūrėme pirmąjį tokio tipo aukštos erdvės skiriamosios gebos žemėlapį su įrankiu „Raudonojo milžino šakos“ (RGB) žvaigždėmis, naudodami dvi didelio masto fotometrines apklausas: MCPS ir OGLE III duomenis. . Šie žemėlapiai atskleidžia metalizmo tendencijas vidinėje dalyje

LMC ir SMC atitinkamai 5 ir 2,5 laipsnių lauko sritis. Mes panaudojome žemėlapius, kad įvertintume vidutinį metališkumą skirtinguose MC regionuose, jų metalingumo gradientą, taip pat nustatėme pašalinius parametrus, kurie yra svarbūs suprantant šių galaktikų cheminę evoliuciją. LMC metališkumo gradientas yra beveik pastovus juostos srityje ir nukrenta už jo ribų, o tai rodo, kad juosta galėjo būti aktyvi ir anksčiau. Tuo tarpu seklus, bet laipsniškas SMC metalizmo gradientas pateikia skirtingą evoliucijos istoriją, palyginti su LMC.

Dr Andrew Cameron

Pavadinimas: „Naujausi HTRU-S žemos platumos pulso tyrimo rezultatai: naujų ir įdomių pulsarų zoologijos sodas“

Santrauka: "Pulsarai, greitai besisukančios ir labai įmagnetintos neutronų žvaigždės, gali būti naudojami kaip įrankiai tiriant daugelį pagrindinių fizinių aspektų, ypač taikant dvejetainius pulsorius tiriant gravitacijos teorijas, tokias kaip bendrasis reliatyvumas. vis daugiau reliatyvistinių dvejetainių sistemų, nei šiuo metu žinomos, leis tokiems bandymams dar giliau ištirti gravitacijos pobūdį. Čia pateiksiu 44% HTRU-South Low Latitude pulsar tyrimo (HTRU- S LowLat), iki šiol atlikta jautriausia pietinės galaktikos plokštumos akloji apklausa. Tai apima 40 naujų radijo pulsorių, atpažintų ir toliau taikant naują & ldquopartally-nuoseklią segmentuoto pagreičio paieškos ir rdquo techniką, atradimą ir ilgalaikį laiką. specialiai sukurtas labai reliatyvistinėms dvejetainėms sistemoms atrasti. Šie pulsai rodo daugybę moksliškai įdomių elgesio būdų, įskaitant trikdžius, impulsų nulį dvejetainį judėjimą ir, atrodo, apima paprastai senesnių, mažesnio šviesumo pulsorių populiaciją, palyginti su anksčiau žinoma populiacija. Be to, pateiksiu išsamią ataskaitą apie PSR J1757-1854, vienintelį iki šiol HTRU-S LowLat aptiktą reliatyvistinį dvejetainį pulsarą. Ši kraštutinė dvejetainė sistema (kuri išlieka labiausiai pagreitinta pulsaro dvejetainė versija, kokia tik buvo atrasta) žada per ateinančius metus suteikti naujų įžvalgų apie gravitacijos teorijas “.


1. ĮVADAS

Deguonis yra trečias pagal dydį visatos elementas po vandenilio ir helio, todėl norint suprasti cheminę struktūrą, šiluminę pusiausvyrą ir diagnostinę linijos emisiją iš žvaigždę formuojančių molekulinių dujų yra būtinos pagrindinės žinios apie deguonies chemiją molekuliniuose debesyse. galaktikos. Ankstyvieji dujų fazės cheminiai modeliai (pvz., Langer & amp Graedel 1989 Millar 1990 Bergin et al. 1998) numatė didelę H2O (

10 −5 –10 −4), palyginti su vandenilio branduoliais molekulinėse dujose, gerai apsaugotose nuo ultravioletinių spindulių (FUV, 6 eV & lthν & lt 13,6 eV) fotonai. Jei dujinė fazė H2O ir O2 jų būtų tiek daug, jie būtų svarbūs tankių dujų aušinimo skysčiai (Goldsmith & amp Langer 1978 Hollenbach 1988 Neufeld et al. 1995). Tačiau Submilimetro bangų astronomijos palydovas (SWAS) padarė taškinius stebėjimus, kai orto-H pereina mažai energijos2O (110–101 557 GHz dažnio perėjimas) ir O2 (33–12 487 GHz dažnio perėjimas) link daugybės tankių (bet nešokuotų) molekulinių branduolių ir nustatė, kad regėjimo linijos vidurkis ir pluošto vidurkis (SWAS sija

4 ') H gausa2O yra 3 eilės & # x00d7 10–8 (Snell ir kt., 2000) ir O2 yra 10 −6 (Goldsmith ir kt., 2000). Naujausi Odinas misija nustatė griežtesnes viršutines O ribas2, 10 −7 (Pagani ir kt., 2003), pranešta apie aptikimą

2.5 & # x00d7 10 −8 lygis ρ Oph (Larsson ir kt., 2007). Nors vandens kiekis, gautas iš stebėto vandens išmetimo kiekio, atvirkščiai priklauso nuo dujų tankio, todėl yra šiek tiek neaiškus, norint suprasti dviejų cheminių dujų fazių modelių ir stebėjimų dydžių neatitikimą astrochemijai ir pagrindiniam molekulinių debesų fizika.

Ankstesni bandymai paaiškinti mažą H gausą2O ir O2 pastebėjo SWAS parodė, kad nuo laiko priklausomos dujų fazės chemijos savaime nepakaks (Bergin ir kt., 1998, 2000). Pradedant nuo atominių dujų, tankus (n(H2)

10 5 cm −3) debesys užtruko tik 10 4 metus, kol pasiekė H2O gausybė

10–6, artimas galutinėms pusiausvyros būsenos vertėms ir daug didesnis nei pastebėtas.

Geriausias ankstesnis paaiškinimas apėmė nuo laiko priklausančią chemiją, susijusią su deguonies rūšių užšalimu ant grūdų paviršių ir didelių vandens ledo apvalkalų susidarymu ant grūdų (Bergin et al. 2000). Šiuose modeliuose visas molekulinėse dujose esantis deguonis yra ne greitai susirišę CO adsorbuojasi

10 5 metų, kai dujų tankis yra

10 4 cm −3) iki grūdų paviršių, susidaro vandens ledas ir lieka įstrigęs ant grūdų kaip ledo apvalkalas. Dėl to dujų fazė H2O gausa krinta nuo

10–8. Manoma, kad grūdai yra per šilti, kad CO nesušaltų kaip CO ledo apvalkalas, todėl maždaug nuo 10 5 metų iki maždaug 3 & # x00d7 10 6 metų, dujų fazė H2O gausa išlieka

10–8 lygis, maitinamas lėtu CO disociacija į O ir vėlesne kai kurių šio O reakcija su H + 3, kuris galiausiai suformuoja dujų fazę H2O. Lėtą CO disociaciją lemia Jo kosminės spinduliuotės jonizacija, o gautas Jis + reaguoja su CO, kad susidarytų O ir C +. Po

3 & # x00d7 10 6 metų net dujų fazės CO gausa žymiai sumažėja, nes disociacijos procesas nukrauja deguonį, kuris grūdų paviršiuose atsiduria kaip vandens ledas. Todėl maždaug po 3 & # x00d7 10 6 metų, dujų fazė H2O taip pat nukrenta nuo

Nuo 10 −8 iki & lt10 −9. Šis ankstesnis scenarijus paaiškino pastebėtą H2O emisija, atsirandanti iš centrinių, nepermatomų debesies regionų, kur gausumas sumažėjo iki pastebėtų verčių, tačiau nespėjo pasiekti ypač žemos pastoviosios būsenos vertės. Tada modelis rėmėsi molekulinių debesų grafikų „derinimu“, kad jie būtų pakankamai ilgi, kad esamas dujų fazės deguonis, kurio nėra CO, būtų užšaldytas grūduose, bet ne taip ilgai, kad CO būtų suskaidytas. o gautas O virsta vandens ledu, dėl kurio atsiras dujų fazė H2O gausumas nukris žemiau pastebėtų verčių. 5 Modelis taip pat rėmėsi CO ne užšąla ant grūdų nepermatomuose debesų centruose.

Pridėkite prie modeliavimo problemų SWAS duomenys, SWAS komanda stebėjo daugybę stiprių submilimetrų kontinuumo šaltinių, tokių kaip SgrB, W49 ir ​​W51, ir rado 557 GHz liniją H2O į absorbcija, kontinuumui einant per permatomus debesis (AV

1–5) išilgai regėjimo linijos (Neufeld et al. 2002, 2003 Plume et al. 2004). Absorbcijos matavimas leido dar geriau įvertinti H2O stulpelis, N (H2O) per šiuos debesis, nes absorbcijos linijos stiprumas yra tik proporcingas N(H2O), tuo tarpu emisijos linijos stiprumas yra proporcingas n(H2)N(H2O)e –27K /T kadangi linija yra subterminė, optiškai plona ir guli ΔE/k = 27 K virš žemės paviršiaus. Todėl norint gauti stulpelius iš išmetimo linijos stebėjimų reikia atskirai žinoti tiek dujų tankį, tiek dujų temperatūrą. Absorbcijos matavimai parodė vidutinį kolonos vidurkį2O iš

10 −7 –10 −6 H atžvilgiu2 naudojant stebėtas CO kolonas ir padauginus iš 10 4, gaunamas H2 stulpeliai. Atsižvelgiant į nuo laiko priklausančius modelius su užšalimu, skirtumas tarp absorbcijoje išmatuotų gausų, palyginti su išmatuotais, buvo priskirtas tariamai mažesniam dujų tankiui absorbuojančiuose debesyse, palyginti su skleidžiančiais debesimis. Nes užšalimo laikas priklauso nuo n −1, buvo daroma prielaida, kad mažesnio tankio debesys nespėjo užšaldyti tiek deguonies iš dujų fazės, kad dujų fazė H2O gausa buvo didesnė.

Šio modelio variantas yra Spaans & amp van Dishoeck (2001) ir Bergin et al. (2003), kur pastebėta, kad vandens emisija tarsi atsekė fotodisociacijos regioną (PDR žr. Hollenbach & amp Tielens 1999), kuris guli ant paviršiaus (AV 5) molekulinio debesies. Buvo naudojamas dviejų komponentų modelis, kuriame tankiuose grumstuose vanduo sustingo kaip ledas, tačiau mažo tankio tarpląstelinėse dujose liko palyginti neišeikvotas dėl ilgesnio užšalimo laiko. Taigi vidutinė dujų fazės vandens gausa buvo gaunama iš labai išeikvotų ir nepašalintų dujų mišinio.

Šiame straipsnyje siūlome naują H modelį2O ir O2 chemija debesyje. Šiame modelyje daroma prielaida, kad molekulinio debesies gyvavimo laikas yra pakankamai ilgas, kad būtų galima užšalti 6 ir sumažinti dujų fazę H2O ir O2 gausybė iki labai mažos vertės centriniuose, nepermatomuose debesų regionuose. Raktas norint suprasti H2O emisija ir O2 viršutinės ribos, kurias stebi SWAS ir Odinas yra modeliuoti priklauso nuo erdvės H2O ir O2 gausa per kiekvieną debesį. Debesies paviršiuje dujinė fazė H2O ir O2 gausa yra labai maža dėl ISRF arba FUV srauto iš netoliese esančių OB žvaigždžių fotodisociacijos. Netoli debesies paviršiaus dulkių grūduose yra mažai vandens ledo, nes FOD laukas absorbuoja fotodisorbciją. Giliau į debesį, nuslopinus FUV lauką, greitai pakyla dujų fazė H2O ir O2 gausa, kuri pasiekia viršūnę vandenilio branduolio kolonoje Nf

10 21,5 –10 22 cm −2 (arba gylis AVf

kelios į debesį) ir plokščiakalnis esant šiai vertei ΔAV

keli anapus AVf, nejautrus dujų tankiui n ir krintantis FUV srautas G0 (mastelio koeficientas vidutinio vidutinio vietinio tarpžvaigždinio spinduliavimo lauko kartotiniuose). Šiuose tarpiniuose gyliuose FUV fotonais fotodisorbuojant kai kuriuos vandens ledus, dujų fazių vandens gausa būna didelė ("f„į Nf ir AVf reiškia vandens ledo užšalimo pradžią, kaip bus aptarta 2.5 ir 3.3 skyriuose). FUV yra pakankamai stiprus, kad dalis ledo nepatektų į grūdus, tačiau dėl efektyvaus vandens ledo susidarymo, po kurio seka fotorezorbcija, jis nėra pakankamai stiprus, kad atsiribotų visas dujų fazės vanduo. Didesniame gylyje dujų fazėje H pradeda vyrauti ne fotodisociacija, o dujų fazių reakcijos2O sunaikinimas ir pastoviosios būsenos dujų fazė H2O ir O2 gausa krinta, nes visas dujų fazės elementas O virsta vandens ledu. Taigi, bendra molekulinio debesies struktūra turi tris paregionius: paviršiuje yra labai „fotodisocijuota sritis“, tarpiniame gylyje yra „fotodorbuota sritis“, o giliai debesyje yra „užšalimo sritis“.

Šiame naujame modelyje H2O ir O2 emisija daugiausia kyla dėl didelio ploto dujų sluoksnio plokščiakalnyje, kuris prasideda nuo Nf ir tęsiasi kiek toliau, todėl emisija yra (gilus) „paviršiaus“ procesas, o ne „tūrio“ procesas. Debesims su kolonomis N & gt Nf, H2O ir O2 išmetimai tampa nepriklausomi nuo debesų kolonos, darant prielaidą, kad įvykio FUV laukas ir dujų tankis yra fiksuoti. Modelis duoda stulpelio vidurkis gausa per tankius 10 −8 šerdis H2O ir O2 mažoms reikšmėms G0 & lt 500, tačiau vietinė gausa pasiekia didžiausią vertę, kuri yra bent jau dydžiu didesnė už šias vertes. Debesies stulpeliams N & gt Nf, vidutinis H2O gausos skalės kaip N −1 .

Šio scenarijaus poveikis molekuliniams debesims gali būti daug platesnis nei šis konkretus H modelis2O ir O2 chemija debesyse. Kitoms molekulėms, tokioms kaip CO, CS, CN ir HCN, reikalingas erdvinis jų pasiskirstymo debesyje modelis, kuriame šalia debesies paviršiaus vyrauja fotodisociacija ir fotorezorbcija, o dominuojantis procesas užšąla iš molekulių giliau į debesis. Be to, adsorbcijos procesas ir gausių ledo apvalkalų sukūrimas keičia santykinę elementų dujų fazių gausą. Šiame dokumente nagrinėjamu atveju C / O santykis dujose gali svyruoti nuo 0,5 debesies paviršiuje iki vieningumo ar didesnis H2O užšalimo regionas. Tokie dujų fazių C / O santykio pokyčiai turi didelę įtaką visi dujų fazių chemija (pvz., Langer et al. 1984 Bergin et al. 1997).

Įdomus ir svarbus šio palyginti paprasto pastoviosios būsenos modelio įspėjimas yra priklausomybės nuo laiko poveikis didinant, pavyzdžiui, dujų fazės H2O, O2ir CO viršija pastoviosios būsenos vertes nepermatomoje (AV & gt 5–10) debesų vidus. Vienas iš tokių efektų yra tas, kad esant mažam tankiui, n 10 3 cm −3, rūšys neturi laiko sustingti per debesų gyvenimą, todėl jų dujų fazių gausa yra daug didesnė. Mes taip pat atradome naują priklauso nuo laiko procesas, kuris gali pakelti H2O ir O2 kartų gausa t 10 7 metai užšalimo regione yra labai aukšti AV net esant dideliam debesų tankumui n

10 5 cm −3. Jei grūdai yra pakankamai šalti, kad neužšaltų CO (Tgr 20 K arba G0 500) aukštyje AV, CO / H2O ledas greitai sumaišomas (t 10 5–6 metų) formos. Pastovaus būsenos tirpale yra labai mažai CO ledo, o didžioji dalis O yra H2O ledas. Tačiau laikas konvertuoti CO ledą į H2O ledas yra labai ilgas, o kliūtis yra kosminio spindulio CO desorbcija iš CO / H2O ledo mišinys. Ši desorbcija suteikia dujų fazės CO, kuri tada veikia kaip rezervuaras gaminant dujų fazę H2O ir O2, kol visas deguonis galiausiai užšąla kaip vandens ledas (t. y. tas pats mechanizmas, kaip aprašyta Bergin et al. 2000, išskyrus tai, kad dujų fazės CO šiuo atveju gaunamas iš CO ledo). Atsižvelgiant į CO desorbcijos proceso prielaidas, ši kosminio spindulio CO desorbcijos trukmė gali svyruoti nuo 10 5 iki 10 7 metų. Jei laiko skalė apytiksliai 0,1–1 kartus viršija debesų amžių, maksimali dujų fazė H2O ir O2 tuo metu gaminama gausa. Nors jis nėra toks didelis, kaip didžiausias gausumas AVf, šios gausos gali būti reikšmingos ir gali prisidėti prie bendro šių rūšių stulpelio, jei debesyje yra didelis bendras stulpelis (bet tik tuo atveju, jei CO desorbcijos laikas 0,1–1 kartus viršija debesų amžių).

Šis straipsnis yra išdėstytas taip. 2 skyriuje aprašome naują matinį molekulinį debesį, apšviestą FUV spinduliuote, cheminį / šiluminį modelį. Pagrindiniai pokyčiai, įgyvendinti mūsų senesniuose PDR modeliuose (Kaufman ir kt., 1999), apima dujų rūšių adsorbciją ant grūdų paviršių, chemines reakcijas ant grūdų paviršių ir molekulių bei atomų desorbciją iš grūdų paviršių. 3 skyriuje pateikiame skaitmeninio kodo rezultatus kaip debesų dujų tankio funkcijas n, įvykio FUV srautas G0ir grūdų savybės. Pateikiame paprastą analitinį modelį, kuris paaiškina skaitinius rezultatus ir tai, kaip gausos skalės giliai ir su kitais modelio parametrais. Aptariame nepermatomo debesų centro modelius, kurie priklauso nuo laiko. 4 skyriuje skaitmeninį modelį taikome ir difuziniams, ir tankiems debesims. Galiausiai apibendriname savo rezultatus ir išvadas 5 skyriuje. Skaitytojo patogumui priedo 3 lentelėje pateikiami darbe naudojami simboliai.


III. TECHNINĖ PLĖTRA

A. Centrinė plėtros laboratorija

Centrinė plėtros laboratorija (CDL) Charlottesville mieste teikia paramą Observatorijai tiekimo, aušinamų priekinių įrenginių, tiek HFET, tiek SIS-mikserių, ir skaitmeninių galinių sričių srityse. Pagalba taip pat teikiama kitose srityse, kai to reikia, pavyzdžiui, atliekant kai kurias žalio banko OVLBI žemės stoties signalo apdorojimo funkcijas. Per pastaruosius dvejus metus vis didesnis dėmesys taip pat buvo skiriamas būsimiems MMA reikalavimams, įskaitant tiek išorinį, tiek sistemos dizainą. Be įrangos, skirtos NRAO įrenginiams, laboratorija tiekė HFET stiprintuvus, o kai kuriais atvejais - ir SIS maišytuvus, kitoms observatorijoms už kompensuojamą kainą, kai komercinių lygiaverčių prekių nebuvo.

Bandymų įrangos ir panašių įrenginių atnaujinimą būtinai riboja turimos lėšos, tačiau keletas svarbių naujų dalykų yra šie. Surinkta ir užprogramuota nauja kriogeninė HFET stiprintuvų bandymo stotis, įskaitant kompiuterio valdymą ir stebėjimą. Taip pat vyksta panašaus SIS maišytuvų įrenginio statyba. Sonetas em buvo įsigyta programinė įranga, skirta analizuoti plokštumines elektromagnetines schemas, ir tai padidino tikslumą, palyginti su kitomis prieinamomis programomis. Taip pat gaunama turbopumpų vakuuminė stotis ir įranga milimetro bangos ilgio spektro analizei atlikti.

1. Elektronika

HFET stiprintuvo kūrimas

Kriogeniškai aušinamų HFET stiprintuvų kūrimas ir gamyba tęsėsi įrenginiais, aprėpiančiais beveik visą dažnių diapazoną nuo 300 MHz iki 90 GHz. Žemo dažnio gale yra sukurta subalansuota konstrukcija, kad būtų užtikrintas geras įvesties atitikimas be cirkuliatoriaus. Šio tipo stiprintuvai bus naudojami GBT ir aprėpia 290–1230 MHz diapazoną penkiose juostose. Iš jų 680–920 MHz dizainas yra baigtas ir buvo pagaminti stiprintuvai. Aukščiausiais dažniais yra kuriamas 60–90 GHz diapazono stiprintuvas. Prototipas, kuris gerai veikė iki 75 GHz, buvo išbandytas 1994 m. Ir yra tiriamas modifikavimas, kad diapazonas būtų išplėstas iki 90 GHz. Šiuo metu yra kuriama 70–90 GHz dažnių juostą apimanti priekinė dalis, kuriai bus naudojamas naujas stiprintuvas, ir kuri bus naudojama VLBA antenų aukšto dažnio testavimui. Taip pat vykdoma programa, skirta įvertinti pirmaujančių gamintojų HFET triukšmo charakteristikas, nes pastangos gerinti esamų stiprintuvų konstrukciją.

Svarbus veiksmas buvo iš Hugheso įsigyti visą „InP HFET“ plokštelę, kurios bandymai buvo pradėti 1995 m. Pradžioje. Vartų plotis apima nuo 30 iki 400 m ir yra tinkamas visam NRAO stiprintuvų dažnio padengimui. Ant plokštelės esančių tranzistorių skaičius turėtų būti pakankamas, kad kelerius metus apimtų visas stiprintuvo konstrukcijas. Triukšmo rodikliai yra labai geri, pavyzdžiui, 21–26 GHz diapazone pasiekiama vidutinė 12 K triukšmo temperatūra, kuri yra 30 procentų geresnė, nei pasiekta naudojant anksčiau turimus gamybos HFET. Puikus aukšto dažnio veikimas reikalauja, kad grandinės varžos būtų gerai kontroliuojamos iki 100 GHz ar daugiau, kad būtų išvengta virpesių tokiais dažniais. Todėl nauji HFET buvo sumontuoti esamuose stiprintuvuose, kurių dažnis yra mažesnis nei maždaug 18 GHz, ir buvo tiriami būtini pakeitimai.

SIS maišytuvo kūrimas

SIS maišytuvo darbo tikslas yra pateikti 12 metrų teleskopo priekinius galus ir parengti dizainus, kuriuos galima naudoti MMA. Maišytuvai be derintuvų (t. Y. Tie, kuriems nereikia mechaninio grandinės elemento reguliavimo, nes yra sureguliuotas vietinis osciliatorius (LO)) yra pageidaujami paprastumo, ypač MMA atveju. Tyrimas, atliktas 1993 m., Padarė išvadą, kad apie 36 proc. Pralaidumo juostą, panašią į stačiakampio bangolaidžio, galima naudoti be derintuvo. Per pastaruosius metus buvo sukurti nauji be derintuvo projektavimai, skirti 200-300 GHz dažniui.

Norint padidinti momentinį SIS maišytuvų imtuvų pralaidumą, nuspręsta pakeisti IF stiprintuvo atsaką nuo 1,2-1,8 GHz iki 4-6 GHz. Geresnis naujausių HFET stiprintuvų triukšmo našumas leidžia naudoti aukštesnį tarpinį dažnį be rimto jautrumo praradimo.

Praėjusiais metais buvo pradėtas visiškai integruoto vaizdo atskyrimo maišytuvo, sukurto viename kvarco luste, kūrimo projektas, o projektavimo etapas dabar yra gerokai pažengęs.

1993 m. Iškilo problema UVa prietaisų gamybos sistemoje, kuri buvo pagrindinis NRAO naudojamų SIS maišytuvų tiekimo šaltinis. Pagamintų prietaisų veikimo nuostoliai buvo siejami su nepageidaujamu krašto Nb nusėdimu ant grandinės elementų. Dabar tai buvo panaikinta, o patenkinama gamyba buvo atnaujinta 1994 m. Pabaigoje.

Elektromagnetinė analizė ir bandymai

Darbas šioje srityje daugiausia susijęs su tiekimo ir susijusios įrangos projektavimu ir matavimais bei antenos veikimo analize. Per pastaruosius dvejus metus didžioji šio darbo dalis buvo susijusi su GBT projektu, įskaitant visų grupių, įtrauktų į pradinį aprangą, kanalus. Pavyzdžiui, paduodant 3,95–5,85 GHz dažnius, apskaičiuotas diafragmos efektyvumas yra 71 procentas, o ortomodo perėjimo prie atskirų šios dažnių juostos poliarizacijos grįžtamieji nuostoliai yra geresni nei 18 dB. Virš 22 GHz dažnių yra sukurta tretinė reflektorių sistema, skirta pluošto perjungimui ir nukreipimui. Apskaičiavus pagrindinio reflektoriaus paviršiaus gravitacinio iškraipymo poveikį kaip aukščio funkciją, paaiškėja, kad diafragmos efektyvumą galima išlaikyti per vieną procentą, pakoregavus šoninį reflektoriaus padėtį. Teleskopui suprojektuoti triukšmo skydai, kurie sulaikys radijo spinduliuotę iš pašaro, kuris priešingu atveju būtų nukreiptas į žemę, ir atspindėtų jį į pagrindinį atšvaitą taip, kad jis baigtųsi šaltu dangumi.

Kai kurie įnašai į kitus teleskopus yra tokie. VLA buvo sukurtas išankstinis plačiajuosčio srauto, aprėpiančio 1,2–40 GHz, dizainas, skirtas naudoti su patobulintais priekiniais galais. Taip pat suprojektuotas 40–52 GHz dažnių tiekimas, kuris bus naudojamas su dviejų kanalų imtuvu, norint išbandyti VLA antenas šioje juostoje.Imtuvas taip pat bus naudojamas kaip GBT daugialypio tiekimo sistemos prototipas ir suteiks galimybę patobulinti tiekimo grupių dizainą, kad būtų galima rasti geriausią kompromisą tarp artimo sijų atstumo ir diafragmos efektyvumo praradimo. Zeeman efekto stebėjimui sukurtas specialus pašaras 140 pėdų teleskopui. Tai apima OH linijos juostą (1600–1730 MHz). Atsakymai pagrindinėse plokštumose yra lygūs 0,4 dB, o išmatuotas kryžminės poliarizacijos lygis yra -33 dB.

2. Skaitmeninės sistemos

1993 m. Buvo tik pradedami skaitmeninio GBT spektrometro darbai. Kaip aprašyta paskutinėje metinėje ataskaitoje, bendras spektrometro pralaidumas yra 6,4 GHz, o koreliacijos vėlavimo kanalų skaičius yra 262 144. Prietaisas apims 256 pritaikytos specifinės integruotos schemos (ASIC), kurias J. Canaris iš Naujosios Meksikos universiteto sukūrė „Arecibo“ teleskopui ir kitiems vartotojams, taip pat NRAO. Neseniai pridėta savybė yra pulsaro stebėjimo režimas su 1024, integruojančiais laiko tarpsnius per pulsaro laikotarpį. Pirmasis ASIC lustų, kurie buvo pagaminti, paleidimas veikė tik 72 Mb / s greičiu, palyginti su reikalaujamais 100 Mb / s. Išsamiai išbandžius paaiškėjo, kad mažą takto greitį lėmė nedidelė lusto schemos klaida. 1994 m. Ketvirtąjį ketvirtį buvo gautas bandymas, kurio metu buvo gaunami patenkinami lustai. Tuo tarpu darbas Charlottesville mieste buvo sukurtas schemų kortelių ir mėginių ėmiklio dizainas, o bandymo įranga buvo baigta. Mėginių ėmėjas buvo išbandytas 2 Gb / s greičiu ir bus naudojami aštuoni tokie agregatai, veikiantys 1,6 Gb / s greičiu. Todėl iki 1995 m. Vidurio buvo baigtas spektrometro projektavimas ir pradėta visos sistemos statyba. Tikimasi, kad projektas bus baigtas iki 1996 m. Vidurio.

B. Kompiuterija ir programinės įrangos kūrimas

Yra trys pagrindiniai NRAO programinės įrangos strategijos elementai, kuriais remiamas mokslinis duomenų apdorojimas ir analizė. Pirma, AIPS palaiko (pirmiausia) radijo interferometrinių duomenų mažinimą ir analizę. AIPS pasižymi itin plačiomis ir lanksčiomis galimybėmis ir yra naudojamas daugelyje kitų vaizdo apdorojimo ir analizės sričių, išskyrus įprastą interferometrinę radijo astronomiją. Antra, „UniPOPS“ remia vieno patiekalo duomenų mažinimą ir analizę, ypatingą dėmesį skirdama dviem dabartiniams NRAO vieno patiekalo instrumentams - 140 pėdų teleskopui Žaliajame banke ir 12 metrų teleskopui ant „Kitt Peak“. Galiausiai, AIPS ++ projektas yra 1992 m. Pradėtas kūrimas, kurio tikslas - sukurti analizės paketą, kuris galiausiai pakeis AIPS ir UniPOPS paketus.

1. Astronominė vaizdo apdorojimo sistema (AIPS)

Per pastaruosius dvejus metus maždaug kas pusmetį buvo du „Classic AIPS“ leidimai. Paprastai siunčiama 100 kiekvieno leidimo kopijų, maždaug pusė elektroniniu būdu. Bendras institucijų, aktyviai naudojančių AIPS, skaičius viršija 250. Dabar AIPS yra prieinamas kaip dvejetainiai vykdomieji failai pasirinktoms kompiuterių architektūroms („Sun“, „IBM“, „Linux“, „DEC“, „HP“ ir SGI). Šiuo metu AIPS siunčiamos tik į licencijuotas svetaines. Nuo kito leidimo 1995 m. Liepos mėn. AIPS bus platinamas kaip autorių teisių saugomas kodas naudojant GNU viešąją licenciją, kad būtų galima plačiau platinti AIPS. Įgyvendinamas paprastas svetainių registravimo mechanizmas, kuris padės stebėti svetaines naudojant AIPS ar gaunant palaikymą.

Per pastaruosius dvejus metus AIPS buvo perkeltas į daugybę naujų operacinių sistemų. Tai yra (1) „Solaris“, naujoji „Sun V“ sistema pagrįsta OS (2) „Digital Unix“ (buvo OSF / 1), naudojama DEC „Alpha“ serijos kompiuteriuose (3) „HP-UX“, „Hewlett-Packard“ UNIX (4) „Linux“, viešasis kompiuteris. domeno UNIX OS „Intel x86“ architektūros asmeniniams kompiuteriams ir (5) „IRIX“, „Silicon Graphics“ UNIX versija. AIPS patikrinimo ir našumo paketas DDT buvo modernizuotas ir naudojamas išbandyti šiuos ir daugelį kitų kompiuterių.

Per dvejus metus AIPS buvo pridėta daug naujos ar patobulintos programinės įrangos. Pagrindinės susirūpinimą keliančios sritys buvo (1) VLBA koreliatoriaus duomenų skaitymas, korekcinių artefaktų taisymas (2) VLBI duomenų apdorojimas, įskaitant pakraščių montavimą, spektrinės linijos poliarizacijos kalibravimą, amplitudės ir juostos perėjimo kalibravimą bei pakraščio dažnio žemėlapį (3) vieno patiekalo duomenis apdorojimas, ypač vaizdavimas iš 12 metrų OTF stebėjimų (4) automatinis šaltinio radimas ir pritaikymas (5) plataus lauko vaizdavimas (skirtas VLA tyrimams) (6) bendrosios vaizdavimo problemos, įskaitant žymiai patobulintus interferometrinio vaizdo algoritmus ir (7) geresnę prieigą prie informacijos apie didelį vartotojui prieinamų užduočių kiekį. Pradėtas pagrindinis darbas perrašant AIPS kulinarinę knygą, baigiant įvadinius, kalibravimo, rodymo, spektro linijos, VLBI ir vietos skyrius. Kiekvienas, kuris domisi išsamia informacija, gali susipažinti su AIPSLetter, kuris išleidžiamas su kiekvienu leidimu. Išsamią dokumentaciją apie AIPS galima rasti internete adresu http://www.cv.nrao.edu/aips/.

Iš šio URL galima rasti AIPS ketvirtines ir metines ataskaitas, AIPS atmintinių serijas, AIPSLetters, „Cookbook“ skyrius, DUK, naujausių leidimų programinės įrangos pataisas ir net visus dabartinius pagalbos failus.

2. „UniPOPS“

NRAO sulėtino „UniPOPS“ plėtrą, paskutinį kartą atnaujinus 1994 m. Viduryje iki 3.3 versijos, po to 1995 m. Gegužės mėn. Išleidus 3.4 versiją. 3.4 versija yra numatytoji 140 pėdų ir 12 metrų teleskopų analizės sistema. Be įdiegimų kiekvienoje NRAO vietoje, „UniPOPS“ buvo išplatinta daugiau nei 24 svetainėse. Naujausios versijos buvo įdiegtos daugiau nei 10 svetainių.

Reikšmingiausias 3.3 ir 3.4 versijų pokytis, palyginti su ankstesnėmis „UniPOPS“ versijomis, yra naujas pagrindinių duomenų failų disko formatas. 16 bitų skaičiaus indeksavimas buvo pakeistas 32 bitų skaičiaus indeksavimu. Šis naujas disko formatas taip pat yra internetinio disko formatas 12 metrų (pakeičiantis VAX pdfl formatą). Dabar vieną duomenų failą galima padaryti pakankamai dideliu, kad būtų galima tvarkyti daugumą stebėjimo programų. 3.3 ir 3.4 versijose yra galimybė pasiekti „Green Bank“ spektro procesoriaus duomenis, taip pat atskirus ilgesnio integravimo įrašus. SD-FITS rašytojas dabar rašo kontinuumą ir spektro linijų duomenis. Reikšmingiausias 3.4 versijos pakeitimas yra galimybė veikti naudojant „Solaris“ operacinę sistemą. 3.4 versija greičiausiai bus paskutinis pagrindinis „UniPOPS“ vieno patiekalo programinės įrangos kūrimo leidimas, kuris bus perkeltas į AIPS ++ projektą. Būsimi leidimai pirmiausia bus apriboti klaidų taisymais, nedideliais naujais veiksmažodžiais ir procedūrų bibliotekos atnaujinimais.

NRAO pagrindinis „UniPOPS“ prioritetas ir toliau yra atsakymas į vartotojų problemas (stebint ar diegiant namuose).

3. Žiniatinklio palaikymas NRAO

NRAO dabar teikia internetinę dokumentaciją interneto vartotojams, naudojantiems WWW. NRAO stengiasi, kad vartotojai galėtų internete naudotis daugeliu įprastų dokumentų, įskaitant objektų aprašymus, pasiūlymų procedūras, pagrindinių iniciatyvų aprašymus ir įvairias NRAO atmintinių serijas. Pastarieji reikšmingi pasiekimai taip pat yra dokumentuojami. Pavyzdžiui, vartotojai gali pasiekti pirmuosius mokslinius rezultatus iš VLBA koreliatoriaus, įskaitant didelės raiškos vaizdų kopijas. Šiuo metu planuojami pateikti įvairūs dokumentai, skirti GBT, MMA, programinės įrangos projektui AIPS ++ ir kitoms iniciatyvoms. NRAO santraukas ir spaudinius taip pat galima rasti internete. 1995 m. Pabaigoje IAU simpoziumo Nr. 170 pranešimus taip pat bus galima rasti elektroniniu būdu. NRAO pagrindinio pagrindinio puslapio URL yra http://www.nrao.edu.

4. Bendrasis

1995 m. Pradžioje NRAO buvo 211 darbo vieta: 14 didesnių darbo vietų, skirtų bendrai naudoti didelėms problemoms spręsti, ir 197 vartotojų darbo vietos - vidutinio dydžio problemoms spręsti. Dauguma didesnių darbo vietų („IBM RS / 6000 560“ ir „580“ bei „Sun Sparcstation 20“) yra skirtos vartotojams ir lankytojams, turintiems didelių duomenų mažinimo problemų, daugelis „Sun IPX“ klasės mašinų taip pat yra skirtos lankytojams. Dvi didesnės darbo vietos (įskaitant vieną, pristatytą 1995 m. Viduryje) yra skirti serveriai programinei įrangai kurti. Didesnėse darbo stotyse paprastai yra 128–256 MBaitų fizinės atminties ir iki 8–10 GBaitų vietos diske, tuo tarpu mažesnėse vartotojų darbo vietose paprastai būna 1-2 GBitų disko ir 40–64 MBaitų atminties. 1995 m. Pradžioje NRAO buvo 109 juostiniai įrenginiai, daugiausia DAT ir „Exabyte“ įrenginiai (įskaitant kai kurias didelio tankio „Exabyte“ sistemas), taip pat keli likę 9 takelių juostiniai įrenginiai. NRAO taip pat buvo įdiegta specializuota sistema su filmų registratoriumi, skirtu aukštos kokybės spausdintinėms kopijoms gaminti, įgyvendinant procedūras, leidžiančias išorės vartotojams naudotis.

Šiuo metu kuriamas kompiuterinės įrangos planas, skirtas atsižvelgti į observatorijos poreikius ateinantiems dešimčiai metų skaičiavimo įrangos srityje.

C. Astronominės informacijos apdorojimo sistema

Projektą AIPS ++ vykdo tarptautinis radijo observatorijų konsorciumas, kurio tikslas - sukurti modernią duomenų analizės programinės įrangos sistemą, tinkamą duomenims gauti iš interferometrinių matricų ir atskirų indų. Konsorciumo nariai yra: Australijos teleskopo nacionalinė įstaiga (R.Ekers), Berkeley-Illinois-Maryland asociacija (R. Crutcher), Herzbergo astronomijos institutas (D. Morton), Nacionalinis radijo fizikos centras (V. Kapahi), Nacionalinis radijas Astronomijos observatorija (P. Vanden Bout), Nyderlandų astronomijos tyrimų fondas (H. Butcher) ir Nuffield radijo astronomijos laboratorijos (R. Davies).

1994 m. Gruodžio mėn. Išorės peržiūros grupė peržiūrėjo AIPS ++ projektą. Atsižvelgdamas į pagrindines peržiūros grupės rekomendacijas, 1995 m. Pradžioje buvo padaryta keletas pakeitimų. Buvo paskirtas etatinis projekto vadovas T. Cornwellas. AIPS ++ konsorciumas dabar prižiūri projekto darbą per vykdomąjį komitetą, kurį sudaro direktoriai iš pagrindinių partnerių observatorijų. NRAO viduje „AIPS ++“ dabar traktuojamas kaip statybų projektas su tam skirtu personalu ir biudžetu.

Tiesioginiai projekto tikslai buvo apibrėžti kaip AIPS ++ bibliotekos konsolidavimas ir testavimas bei kelių pagrindinių programų, pasirinktų siekiant suteikti unikalias astronomines galimybes, kūrimas. Apibrėžtas ilgalaikis projekto tikslas yra pasiekti funkcinį ekvivalentiškumą AIPS iki 2000 m. Tikimasi, kad tuo metu AIPS bus nedidelis AIPS ++ pogrupis, o dauguma taikymo sričių atrodys visai kitaip nei atitinkamos sritys AIPS.

Buvo parengtas ateinančių 12–18 mėnesių plėtros planas, kuris sudarytų nuoseklų bendrą vaizdą apie projekto kryptį tarpiniu laikotarpiu. AIPS ++ progreso stebėjimas dabar atliekamas naudojant tikslinių datų mechanizmą.

NRAO „AIPS ++“ grupė suskirstyta į dvi pagrindines grupes: viena Charlottesville mieste buvo susijusi su vieno patiekalo apdorojimo palaikymu, o kita - Socorro - projekto valdymu ir sintezės teleskopų palaikymu. Be to, NRAO planuoja rasti specialius AIPS ++ programuotojus tiek „Green Bank“, tiek „Tucson“ svetainėse.

Dabar yra šios programos, kurios yra toliau plėtojamos: įrankis OTF kartografavimui naudojant 12 metrų teleskopą greito nuskaitymo režimu, savikalibravimo / dekonvoliucijos įrankis, daugiausia naudojamas Australijos teleskopo kompaktiško masyvo duomenims, ir įrankis braižymui ir planavimui. manipuliuojant GBT sistemų integravimo bandymų duomenimis su 140 pėdų teleskopu.

Įvyko šie infrastruktūros bibliotekos pakeitimai: dabar yra sukurta klasės dokumentų sistema, atlikta daugybė „Glish“ sistemos, naudojamos užduočių valdymui ir komandinės eilutės sąsajai, patobulinta vizualizavimo priemonė (AIPSView). Berkeley-Illinois-Maryland Association (BIMA) grupė Nacionaliniame superkompiuterinių programų centre.

Intelektiniai pokyčiai taip pat yra labai svarbūs norint ilgalaikės AIPS ++ sėkmės. Dalinį ultravioletinių plokštumų kalibravimo ir vaizdavimo projektą užbaigė komanda, kurią sudarė Australijos teleskopo nacionalinė įstaiga (ATNF), Nyderlandų astronomijos tyrimų fondas (NFRA) ir NRAO, taip pat sukurtas NFRA ir ATNF personalo bendradarbiavimas. labai bendras sintezės polarimetrinių stebėjimų kalibravimo formalizmas.

Tiek vartotojams, tiek programuotojams skirtą dokumentaciją dabar galima rasti internete adresu http://www.nrao.edu/aips++/docs/aips++.html. Bendra informacija apie projektą, pvz., Plėtros planai ir tikslinės datos, taip pat pateikiama per šį URL.


ISM prijungimas prie „TeV PWNe“ ir „PWN“ kandidatų

Mes ištyrėme tarpžvaigždinę terpę link septynių TeV gama spindulių šaltinių, kurie, kaip manoma, yra pulso vėjo ūkai, naudodami Mopra molekulinės linijos stebėjimus esant 7 mm [CS (1–0), SiO (1–0, v = 0)], Nanten CO (1 –0) duomenys ir Pietų galaktikos plokštumos tyrimas / GASS H i tyrimas. Mes atradome keletą tankių molekulinių debesų, esančių kartu su šiais TeV gama spindulių šaltiniais, o tai leidžia mums ieškoti kosminių spindulių, kylančių iš pirmtakų SNR arba, galbūt, iš pulsaro vėjo ūkų. Mes pastebėjome SiO (1–0, v = 0) emisiją link HESS J1809–193, pabrėždami galimą gretimos supernovos liekanos SNR G011.0–0.0 ir molekulinio debesies sąveiką esant d ∼ 3,7 kpc. Naudodami morfologines ypatybes ir lyginamuosius mūsų stulpelių tankio tyrimus su rentgeno matavimais, mes teigiame, kad atstumas d ∼ 8,6 - 9,7kpc SNR G292,2–00,5, d ∼ 3,5–5,6 kpc PSR J1418–6058 ir d ∼ 1,5 kpc naujam SNR kandidatui, rastam link HESS J1303–631. Remdamiesi pasirinktų molekulinių debesų masės ir tankio įvertinimais, aptarsime hadroninių / leptoninių komponentų parašus iš pulso vėjo ūkų ir jų pirmtakų SNR. Įdomu tai, kad molekulinės dujos, kurios d ∼ 5 kpc persidengia HESS J1026–582, gali patvirtinti hadroninę kilmę. Tačiau mes pastebime, kad pagal šį scenarijų reikia nenustatyto kosminių spindulių greitintuvo, esančio d & lt 10 pc nuo molekulinio debesies. Dėl HESS J1809–193 kosminiai spinduliai, išbėgę iš SNR G011.0–0.0, gali prisidėti prie TeV gama spindulių. Galiausiai iš hipotezės, kad daugiausia 20% pulso sukimosi galia gali būti paversta CR, mes nustatome, kad tarp tirtų pulso vėjo ūkų tik tie, kurie yra iš PSR J1809–1917, galėtų prisidėti prie TeV emisijos.


Apie šį atsiminimą

Šie atsiminimai iš pradžių buvo paskelbti m Istoriniai Australijos mokslo įrašai, t. 17, Nr. 2, 2006. Tai parašė:

  • J. B. Whiteoak, CSIRO Australia Telescope National Facility, Sidnėjus (korespondentas)
  • H. L. Sim, CSIRO Australia Telescope National Facility, Sidnėjus

Skaičiai skliausteliuose nurodo bibliografiją.

Padėkos

Autoriai dėkingi Tony'ui Robinsonui už jo panegirikos teksto kopiją el. Paštu ir keliems žmonėms už informacijos pateikimą el. Paštu ir (arba) telefonu: Jill Robinson (įskaitant jos vaikų komentarus), Mal Sinclair, Dickas Manchesteris, Dickas McGee ir Lyn Newton.


4. „Zeeman“ stebėjimo rezultatai ir išplėstinės dujos

4.1. H I, OH ir CN Zeeman stebėjimai

Zeemano efektas ISM pirmą kartą buvo aptiktas & # x02014 po daugelio bandymų & # x02014 H I absorbcijos linijose Cassiopeia A supernovos liekanų link (Verschuur, 1968). Per ateinančius 5 metus buvo atlikti tik dar trys aptikimai, nukreipti į Orion A, M 17 ir Taurus A. Trys iš jų buvo H I, susiję su molekuliniais debesimis, o Jaučio A linija nėra.

Trolandas ir Heilesas (1982a, b) bei Heilesas ir Trolandas (1982 m.) Pasiekė pirmuosius H I Zeemano aptikimus už Verschuur & # x00027s originalių keturių padažų, praėjus 14 metų nuo pirmojo aptikimo. Tolimesni emisijos linijos HI Zeeman stebėjimai ir žemėlapiai buvo nukreipti į tamsių debesų giją L204 (Heiles, 1988), HI gijas, susijusias su supernova ar super burbuliukų apvalkalais (Heiles, 1989), Ophiuchus tamsų debesį (Goodman ir Heiles, 1994), ir keturi tankūs HI debesys (Myers et al., 1995). Heilesas (1997) nustatė H I Zeemaną į 217 pozicijas Oriono-Eridano regione ir atliko išsamią analizę. Galiausiai Heilesas ir Trolandas (2004) atliko didelį H I Zeemano tyrimą absorbcijos linijose link kontinuumo šaltinių.

Pirmasis aptikta OH absorbcija link NGC 2024 molekulinio debesies (Crutcher ir Kaz & # x000E8s, 1983). Vėliau OH Zeemano efektas buvo susietas su VLA (pvz., 3 pav.) Kelių molekulinių debesų link.

3 paveikslas. Kairė: „OH Zeeman“ smaugia I ir V profilius link NGC2024 smailėje BLOS padėtis iš VLA kartografavimo (Crutcher et al., 1999a). Teisingai: Žemėlapis BLOS (spalva) iš OH Zeeman. Kontūrai yra C 18 O intensyvumas, o geltonos linijos segmentai yra dulkių poliarizacijos kryptys (Hildebrand et al., 1995). Magnetinis laukas dangaus plokštumoje yra statmenas dulkių poliarizacijai, taigi maždaug išilgai C 18 O apibrėžtos molekulinės debesies ašies (pav. Horizontali).

Crutcheris ir kt. (1993) atliko OH Zeeman tyrimą tamsių debesų link, pasiekdama daugiausia viršutines ribas. Bourke ir kt. (2001) pratęsė bandymus aptikti OH Zeemano efektą ir iš 23 pastebėtų molekulinių debesų gavo vieną apibrėžtą ir vieną tikėtiną naują aptikimą. Tada „Troland and Crutcher“ (2008) atliko didelį tyrimą link tamsių debesų, 9 iš 34 vietų aptikimo.

Crutcheris ir kt. (1996, 1999b) aptiko Zeemano efektą antroje molekulinėje rūšyje - CN. Galiausiai Falgarone ir kt. (2008) pratęsė ankstesnį darbą su CN Zeeman tiriant tankias molekulines šerdis. Bendras iš viso buvo 14 stebimų vietų ir aštuoni aptikti.

4, 5 paveiksluose parodyti H I, OH ir CN Zeeman stebėjimų išsiplėtusiose dujose rezultatai.

4 paveikslas. H I, OH ir CN Zeeman matavimai BLOS prieš NH = NSveiki & # x0002B 2NH2. Tiesi linija skirta kritiniam M / & # x003A6 = 3. 8 & # x000D7 1 0 - 21 N H / B. Matavimai virš šios eilutės yra nekritiški, o žemiau - superkritiniai.

5 paveikslas. Difuzinio debesies ir molekulinio debesies Zeeman matavimo linijos komponento dydžio rinkinys BLOS magnetinio vektoriaus B ir jų 1 & # x003C3 neapibrėžtumai, suplanuoti nH = n(Sveiki) arba 2n(H2) atitinkamai H I ir molekuliniams debesims. Skirtingi simboliai žymi debesies pobūdį ir matavimo šaltinį: HI difuziniai debesys, užpildyti apskritimai (Heiles ir Troland, 2004) tamsūs debesys, atviri apskritimai (Troland ir Crutcher, 2008) tamsūs debesys, atviri langeliai (Crutcher, 1999), molekuliniai debesys, užpildyti kvadratai (Crutcher, 1999) ir molekuliniai debesys, žvaigždės (Falgarone ir kt., 2008). Nors Zeemano matavimai nurodo regėjimo linijos komponento kryptį ir dydį, braižomi tik jų dydžiai. Punktyrinė linija rodo labiausiai tikėtinas didžiausias reikšmes BTOT(nH), nustatytą pagal pavaizduotas BLOS atlikus Bayeso analizę Crutcher ir kt. (2010b).

4.2. Zeemano stebėjimų interpretacija

Trys rūšys (H I, OH ir CN) su Zeemano aptikimu pailgintose dujose lėmė matavimus BLOS kurie apima didelę tankių diapazoną. H I emisija ima šaltos neutralios atominės terpės tankį tarp 1 ir 100 cm & # x022123. H I absorbcija link molekulinių debesų gali atrinkti tankio & # x0007E10 2 -10 4 cm & # x022123 OH mėginio pagrindinės būsenos 18 cm linijas maždaug tuo pačiu tankio diapazonu. Galiausiai, 3 mm išmetamo CN linijos, kurių kritinis tankis & # x0007E10 5 cm & # x022123, mėginio tankis & # x0007E10 5 & # x0201310 6 cm & # x022123.

Astrofizinė Zeemano rezultatų reikšmė reikalauja nustatyti NH ir (arba) nH regionuose, kuriuose buvo išmatuoti magnetinio lauko stipriai. H I absorbcijai NH gali būti nustatoma taip pat stebint emisijos liniją nuo kontinuumo šaltinio, kad būtų galima nustatyti sukimo temperatūrą ir optinį gylį, pvz., Heilesas ir Trolandas (2003). Susijęs nH tada galima įvertinti pagal vidutinį tarpžvaigždinį slėgį šaltoje neutralioje difuzinėje terpėje ir gręžimo temperatūrą, pvz., Crutcheris ir kt. (2010b). Kadangi OH linijos optinis gylis paprastai yra mažas, NOI galima įvertinti pagal pastebėtus linijos stiprumus, pvz., Crutcher (1979). Gauti NH tada naudojamas Crutcherio (1979) nustatytas [OH / H] santykis. Gauti nH regionai, kuriuose yra OH, dalijasi NH vidutiniu OH srities skersmeniu. CN (Falgarone ir kt., 2008) metodai yra panašūs į OH. CN hipertikslių linijų santykis reiškia, kad linijos yra optiškai plonos, taigi N(CN) galima apskaičiuoti pagal pastebėtus linijos stiprumus. NH tada gaunama iš [CN / H], remiantis Turnerio ir Gammono (1975) ir Johnstone et al. (2003). nH CN spinduliuojančiuose regionuose turi būti gana arti kritinio perėjimo tankio, nes pastebima, kad linijos yra daug silpnesnės nei kinetinės temperatūros ir optiškai plonos (nėra linijos fotonų sulaikymo). Deja, buvo atlikta nedaug CN sužadinimo analizių, tačiau kadangi CN ir CS yra panašūs kritiniai tankiai ir panašiai žemėlapiai, nH CN regionuose galima manyti, kad jis yra maždaug toks pat, koks gautas atlikus CS sužadinimo analizę. Galiausiai, antras, nepriklausomas metodas nustatyti nH ateina dalijant NH pagal numatomą debesų storį pagal vidutinį CN pasiskirstymo danguje mastą. Įvertinimuose neabejotinai yra reikšmingų neaiškumų nH ypač, kai taikoma atskiriems debesims, kur įvertinimai gali būti ne pagal dydį. Tačiau atliekant tokius statistinius tyrimus, kaip aprašyta šiame darbe, svarbiau yra ansamblio neapibrėžtumas. Crutcheris ir kt. (2010b) nustatė, kad statistinis neapibrėžtumas yra maždaug du faktoriai nH.

Du svarbūs dydžiai, nei galima spręsti iš Zeemano duomenų, yra masės ir magnetinio srauto santykis M/ & # x003A6 (& # x0221DNH/B) ir & # x003BA (santykyje B & # x0221D n H & # x003BA (išsamią diskusiją žr. „Crutcher“, 2012 m.). M/ & # x003A6 yra proporcingas gravitacijos ir magnetinio slėgio santykiui ir informuoja, ar magnetiniai laukai yra pakankamai stiprūs, kad palaikytų debesis nuo gravitacinio susitraukimo. Paprastas būdas gauti kritiko išraišką M/ & # x003A6A, kuriame pusiausvyroje yra magnetinės ir gravitacinės energijos, yra sutapatinti virusinius terminus: 3GM 2 /5R = B 2 R 3/3. Kadangi magnetinis srautas & # x003A6 = & # x003C0R 2 B, kritinis M/ & # x003A6 yra:

Tiksli skaitmeninė vertė šiek tiek skiriasi, atsižvelgiant į geometriją ir tankio struktūrą. Virškritinis santykis reiškia, kad vien magnetinio slėgio nepakanka, kad būtų išvengta gravitacinio žlugimo, o subkritinis santykis reiškia, kad žlugimo apsaugo magnetinis slėgis. Magnetinio lauko stiprumo skalė pagal tankį yra daugelio teorinių tarpžvaigždinės terpės ir žvaigždžių formavimosi tyrimų prognozė. Paprasti pavyzdžiai yra (1) masės kaupimasis pagal lauko linijas, nekeičiant magnetinio lauko stiprumo, kai & # x003BA = 0 masės suspaudimas statmenas laukui su srauto užšalimu, kuriai & # x003BA = 1, ir sferinis žlugimas užšaldant srautą silpnas lauko stipris, kuriam & # x003BA = 2/3 (Mestel, 1966).

4.2.1. B prieš N

Pirmiausia aptarsime lauko stiprumą ir kolonos tankį. Bourke ir kt. (2001) suplanavo tai savo OH stebėjimams ir aptarė pasekmes. 4 paveiksle parodyta BLOS prieš NH su Crutcherio (1999) ir keturių vėlesnių pagrindinių Zeemano H I, OH ir CN tyrimų rezultatais (Bourke ir kt., 2001 Heiles ir Troland, 2004 Falgarone ir kt., 2008 Troland ir Crutcher, 2008). Duomenys yra aiškiai atskirti į tris diapazonus NH, atitinkantys žymeklius H I, OH ir CN. Tiesi linija yra kritinė M/ & # x003A6 eilutė.

Esminis aiškinant 4 paveikslą yra tas, kad tik vienas viso magnetinio vektoriaus komponentas B yra matuojamas. Taigi visi taškai yra apatinės viso magnetinio lauko stiprumo ribos. Tačiau N H & # x02272 1 0 21 cm & # x022122 atveju dauguma taškų yra virš kritinės linijos, o tai rodo, kad esant mažam kolonos tankiui difuzinė H I ir mažesnio kolonėlės tankio molekulinės dujos yra nekritinės. Priešingai, N H & # x02273 1 0 22 cm & # x022122 atveju visi taškai, išskyrus vieną, yra žemiau kritinės linijos. Gali būti, kad kai kurie iš šių debesų yra subkritiški, o magnetinis laukas yra arti dangaus plokštumos. Tačiau tas faktas, kad visi taškai yra žemiau kritinės linijos, tvirtai rodo, kad ties N H & # x0007E 1 0 22 cm & # x022122 įvyksta perėjimas iš subkritinio į superkritinį M/ & # x003A6. Debesys su N H & # x02273 1 0 22 cm & # x022122 turi vidurkį M/ & # x003A6, kuris yra superkritinis koeficientu 2 & # x020133. Duomenys primygtinai leidžia manyti, kad subkritiniai savitraukiantys debesys yra išimtis ir iš tikrųjų jų gali nebūti. Šie savitraukiantys debesys yra tie, kurie yra ambipolinio difuzijos modelyje, kurie ankstyvosiose gravitacijos susitraukimo stadijose turėtų būti subkritiški.

4 paveikslas gali paremti debesų evoliucijos ambipolinį difuzijos modelį, kai iš pradžių subkritiniai debesys tampa superkritiniais, gravitaciškai susitraukiant neutraliai medžiagai per magnetinius laukus. Tačiau taškai, kurių N H & # x02272 1 0 21 cm & # x022122, yra mažesnio tankio H I debesys. Šie šalti H I debesys yra apriboti aplinkinio šilto ISM spaudimu ir nėra savitraukiantys, todėl jie negalėjo gravitaciškai žlugti, kaip numato ambipolinio difuzijos modelis. Heilesas ir Trolandas (2005) nustatė, kad tai reiškia BTOT yra maždaug vienodas šaltoje H I terpėje ir šiltoje neutralioje terpėje. Taigi magnetinio lauko stipris sistemingai nesikeičia pereinant dujas tarp mažesnio tankio šiltos ir didesnio tankio šaltos neutralios terpės. Galimi to paaiškinimai yra tai, kad difuziniai debesys susidaro tekėdami išilgai magnetinio srauto vamzdžių arba kad jie susidaro pirmiausia iš mažesnio magnetinio lauko stiprumo regionų. Kitas procesas, kuris gali būti svarbus palaikant gana pastovų lauko stiprį, yra turbulentinis magnetinis sujungimas (Vishniac and Lazarian, 1999).

NH intervale 10 21 & # x0221222 cm & # x022122 žymi aiškų perėjimą tarp magnetinio lauko stiprumo, kuris statistiškai nepriklauso nuo NH ir stiprumo padidėjimas kolonos tankiu. Panašus perėjimas matomas 5 paveiksle (aptariamas žemiau) nH & # x02248 300 cm & # x022123. Darant prielaidą, kad šie NH ir nH atitinka tuos pačius debesis, tipiškas šių debesų skersmuo yra 0,1 & # x020131 vnt. Apytiksliai tai yra parametrai, kad tarpžvaigždinis debesis taptų savaiminis. Tuomet dėl ​​gravitacinio susitraukimo, užšąlant srautui, magnetinio lauko stipris padidėtų NH ir nH. Taip pat pažymime, kad NH & # x02248 1 0 22 cm & # x022122 taip pat apytiksliai yra stulpelio tankis, kai magnetinių laukų padėtis dangaus plokštumoje, susieta su poliarizuotomis dulkių emisijomis, keičiasi (statistiškai) iš lygiagrečios į statmeną pailgos masės struktūros dangaus plokštumoje (Ade ir kt., 2016).

Tikriausiai pagrindinis neapibrėžtumas 4 paveiksle kyla iš kolonų tankio. Dėl H I NH yra labai gerai nustatyti, nes tiesiogiai matuojami tiek linijos optiniai gyliai, tiek sukimosi temperatūra. Tačiau OH ir CN atveju NH kyla iš nustatymų NOI ir NCN ir OH / H ir CN / H tyrimai, kuriuose pateikiamos galimos klaidos. Pagrindinis klausimas yra būtent tai, kas NH OH ir CN Zeeman rezultatų pavyzdys. Remiantis ambipolinės difuzijos modeliais, kurių astrochemija priklauso nuo laiko, Tassis ir kt. (2012) teigia, kad dėl chemijos OH ir CN yra labai išeikvoti esant didesniam tankiui, todėl yra linkę imti mažesnio tankio išorinių debesų, o ne šerdžių sluoksnius, todėl Zeemano rezultatai nepakankamai įvertina magnetinio lauko stiprumą šerdyse. Jei tikrieji lauko stipriai kiekvienoje yra didesni NH nei tie, kurie pavaizduoti 4 paveiksle, daugelis taškų, kurių N H & # x0003E 1 0 22 cm & # x022122, turėtų būti braižomi esant stipresniam lauko stiprumui. Tokie taškai tada atsidurtų virš kritinių M/ & # x003A6 linija ir atspindėtų subkritinius savitraukius debesis. Viena šios išvados problema yra ta, kad ambipolinės difuzijos varoma evoliucija yra žymiai lėtesnė nei tų, kuriems magnetinio srauto problemą išsprendė kita fizika, pavyzdžiui, turbulentinis pakartotinis sujungimas (Vishniac and Lazarian, 1999 Lazarian et al., 2012), cheminis išeikvojimas aukštoje temperatūroje tankis galėjo neturėti pakankamai laiko, kad būtų toks reikšmingas kaip Tassis ir kt. (2012) rasti. Tiesiogesnė jų argumento problema yra ta, kad 4 paveikslo aiškinimas nepriklauso nuo to, ar OH ir CN ima didžiausią molekulinių šerdžių tankį. „Zeeman“ efektu įvertinamas magnetinio lauko stiprumas regionuose, iš kurių buvo paimti „Zeeman“ žymekliai (OH arba CN), ir atitinkamas NH ir nH įvertinti M/ & # x003A6 yra tie, kuriuos atrinko Zeeman rūšys. Nėra teiginio, kad kuri nors rūšis ima didžiausią šerdžių tankį. Idealiu atveju būtų galima naudoti įvairias Zeemano rūšis, kurios ima tankio diapazoną, kad pamatuotų pokyčius M/ & # x003A6 nuo voko iki šerdies debesyse. Tai, kad visos Zeemano rūšys nesekia lauko šerdyse, nors tai tiesa, nepaneigia mūsų 4 paveikslo aiškinimo.

4.2.2. B prieš n

Minėtą diskusiją apribojo faktas, kad tik vektoriaus regėjimo komponentas B matuojamas Zeemano efektu. Tačiau atlikus daugelį Zeemano matavimų, galima daryti išvadą apie statistinę informaciją apie bendrą lauko stiprumą. Galima manyti, kad bendras lauko stiprumas yra PDF, P(BTOT) ir apskaičiuokite P(BLOS), stebimų regos linijų lauko stiprumo PDF failas, darant prielaidą, kad atsitiktinis & # x003B8 pasiskirstymas. Palyginus abu, galima daryti išvadą apie labiausiai tikėtiną (iš manomų) P(BTOT). Heilesas ir Crutcheris (2005) bandė tai atlikti su H I Zeemano duomenimis taikydami dažną požiūrį, tačiau nustatė, kad stebėjimai neleido stipriai diskriminuoti galimų PDF rinkmenų bendro lauko stiprumo.

Crutcheris ir kt. (2010b) taikė Bajeso metodą ir išplėtė Zeemano duomenų rinkinį įtraukiant H I, OH ir CN apklausas (Crutcher, 1999 Heiles and Troland, 2004 Falgarone et al., 2008 Troland and Crutcher, 2008). Jų modelis BTOT prieš nH turėjo BTOT, maks = B0 esant mažesniam tankiui, remiantis labiausiai tikėtinu Heileso ir Crutcherio (2005) rezultatu. Didesniam tankiui maksimalus BTOT turėjo galios dėsnio priklausomybę, B T O T, m a x = B 0 (n / n 0) & # x003BA. PDF BTOT prie kiekvieno tankio buvo laikoma plokščia, o BTOT vienodai paskirstytas tarp BTOT, maks tuo metu nH ir apatinė riba BTOT = f & # x000D7 B0, su 0 & # x02264 f & # x02264 1. Delta funkcija PDF (visi BTOT kiekviename nH būdamas tas pats) turėtų f = 1, o f = 0 būtų plokščias PDF tarp BTOT, maks ir 0. Bajeso modelio keturių laisvųjų parametrų rezultatai (5 pav.) buvo B0 & # x02248 10 & # x003BCG, n0 & # x02248 300 cm & # x022123, & # x003BA & # x02248 0.65, ir f & # x02248 0.

Dėl nH & # x0003E no tarpžvaigždinio magnetinio lauko stipris didėja tankiu. Galimi paaiškinimai yra tai, kad difuziniai debesys susidaro kaupiantis medžiagai išilgai magnetinio lauko linijų, o tai padidintų tankį, bet ne lauko stiprumą, arba kad yra fizinis procesas, pavyzdžiui, turbulentinis magnetinis pakartotinis sujungimas, kuris veikia, kad laukai nedidėtų tankiu (Visniakas) ir Lazarian, 1999 Lazarian ir kt., 2012). Kai tankis tampa pakankamai didelis, kad debesys galėtų savaime gravituotis, gravitacinis susitraukimas su srauto užšalimu gali padidinti lauko stiprumą didėjant tankumui.

Bayeso analizė apie bendro lauko stiprumo PDF rinkmenas lemia tą patį magnetinių laukų svarbos gravitacijos atžvilgiu rezultatą, kuris buvo aptartas aukščiau: esant mažesniam tankiui (kai debesys dažniausiai nėra savaime gravituojami), masės srauto santykis yra kritinis. Didesniu tankiu jis yra superkritiškas.

Statistinį lauko stiprumo tankio padidėjimą, kurį apibūdina galios dėsnio rodiklis & # x003BA, galima palyginti su teorinėmis prognozėmis. Ambipolinės difuzijos teorija ankstesnėse stadijose turi & # x003BA beveik nulį, kai neutralių susitraukimas didina tankį, bet ne lauko stiprumą, kai vyksta evoliucija, & # x003BA palaipsniui didėja iki didžiausio 0,5, pvz., Mouschovias ir Ciolek (1999). Bayeso analizės reikšmė & # x003BA & # x02248 0.65 & # x000B1 0.05 nesutampa su ambipolinės difuzijos prognoze. Tai sutinka su Mestelio (1966) nustatyta sferinio debesies su srauto užšalimu verte & # x003BA = 2/3. Tačiau nors sferinis žlugimas sukelia & # x003BA = 2/3, nustatant, kad debesys turi & # x003BA arti šios vertės, nereikia, kad debesys būtų sferiniai. Tai tik reiškia, kad žlugimas yra maždaug panašus į save. Bajeso rezultatas reiškia, kad magnetiniai laukai savaime gravituojančiuose debesyse yra per silpni, kad dominuotų gravitacijoje didelėje molekulinių debesų dalyje. Tačiau Bayeso analizė yra statistinė, neatmetanti galimybės, kad nedidelėje molekulinių debesų dalyje dominuoja ambipolinė difuzija.

Tritsis ir kt. (2015) abejojo ​​aukščiau aprašytos Bajeso analizės rezultatais keliais pagrindais, įskaitant: (i) kad debesys nėra sferiniai; (ii) kad Bajeso analizė apėmė HI ir molekulinius debesų duomenis, o ne Bajeso analizė pateikė Tritsis ir kt. (2015 m.) Molekulinių debesų aptikimas davė tik & # x003BA & # x02248 0,5 ir (iii), kad atskiroje literatūros paieškoje jie nustatė numanomus debesų tankius, dažnai skirtingus nuo tų, kuriuos naudojo Crutcher ir kt. (2010b), ypač didesnį CN debesų tankį, ir teigė, kad 5 paveiksle esantys CN taškai turėtų judėti toliau į dešinę ir taip sumažinti & # x003BA. Bendrai kalbant, tai yra atviri klausimai, dėl kurių egzistuoja kompensaciniai argumentai ir svarstymai, kurie yra svarbūs, kad galėtume visiškai suprasti Zeemano pastebėjimų mokslinį aiškinimą. Dėl i) galima teigti, kad tikri debesys visada turi ne sferines morfologijas dėl kitų jėgų, tokių kaip birūs srautai ir turbulencija. Kalbant apie (ii) punktą, neįtraukiant debesų su Zeemano neaptikimais (ir atitinkamai mažesnėmis numanomomis magnetinio lauko stiprybėmis) atliekant ne Bajeso analizę, vertinant & # x003BA žemyn, debesų su didesniu lauko stiprumu pogrupis gali būti mažesnis # x003BA nei visas rinkinys. Paskutiniame (iii) punkte reikia įvertinti „Zeeman“ žymeklio tankį, palyginti su didžiausiu kiekvieno debesies tankiu. Be to, kitų molekulinių rūšių didelio sužadinimo linijos gali atrinkti didesnį tankį, kuris yra N = 1 & # x020130 CN perėjimas dėl sužadinimo ir astrocheminio išeikvojimo. Kadangi dabartiniai ir būsimi teleskopai teikia daugiau duomenų, kaip aprašyta 6 skyriuje, šie klausimai neabejotinai bus dar labiau suvaržyti.

4.2.3. Radialinė masės / srauto priklausomybė

Tyrimas M/ & # x003A6, pvz., 4 paveiksle pavaizduoti skirtingi debesys. Taip pat įdomu yra M/ & # x003A6 debesyje, nes tai gali parodyti magnetinio lauko vaidmenį debesies struktūroje ir evoliucijoje. Tai labai sunki stebėjimo užduotis, nes spektro linijos paprastai bus silpnesnės nuo debesų centrų. Tačiau Crutcheris ir kt. (2009) pranešė apie tokį tyrimą link keturių tamsių debesų. Nors faktinių reikšmių nustatymas M/ & # x003A6 reikia žinoti apie nežinomą kampą & # x003B8 tarp magnetinio lauko vektoriaus ir regėjimo linijos, debesyje galima atvaizduoti variaciją iš taško į tašką, jei manoma, kad magnetinio lauko kryptis yra vienoda įvairių pozicijų. Tai yra pagrįsta prielaida, jei magnetinis laukas yra stiprus ir dominuoja turbulencijoje, kaip ir standartiniame žvaigždžių formavimosi ambipoliniame difuziniame modelyje. Tam modeliui to reikia M/ & # x003A6 padidėjimas nuo gaubto iki šerdies, nes neutralių žlugimas per magnetinį lauką padidina lauko stiprumą šerdyje, bet ne (tiek).

„Crutcher“ ir kt. (2009) rezultatas buvo tas, kad visuose keturiuose debesyse M/ & # x003A6 mažėja nuo gaubto iki šerdies ir priešinga ambipolinės difuzijos prognozei. Šis stebėjimo rezultatas sutapo su silpno lauko rezultatais, turbulencija dominavo modeliavime (Lunttila ir kt., 2009). Pastebėtas rezultatas taip pat gali būti dėl magnetinio pakartotinio sujungimo (Lazarian, 2005), nes magnetinio srauto praradimas dėl turbulentinio pakartotinio sujungimo vyks greičiau apvalkaluose, o ne šerdyse, kadangi vokuose yra didesnės erdvinės skalės ir apskritai stipresnė turbulencija.

Mouschovias ir Tassis (2009, 2010) apžvelgė pirmiau minėtus rezultatus ir išvadą ir teigė, kad (1) šerdžių judėjimas per aplink difuzines dujas gali sukelti B branduoliuose ir jų vokuose nėra iš esmės lygiagrečiai ir (2) kad nuo tada BLOS nebuvo nustatyta vokuose, reikia atsižvelgti tik į viršutines ribas. Crutcheris ir kt. (2010a) aptarė šiuos argumentus. Pirmasis punktas gali būti šiek tiek pagrįstas, tačiau pastebėtas koreliacija BPOS kryptys šerdyse ir aplinkinėse dujose prieštarauja. Bet kokiu atveju toks procesas kartais padidintų, o kartais sumažintų pastebėtą radialinę priklausomybę M/ & # x003A6. Keturi debesys nėra didelis skaičius, tačiau visi keturi parodė tą patį rezultatą. Antra, tikrai tiesa, kad esant 3 & # x003C3 viršutinei ribai, M/ & # x003A6 pastovus ar net šiek tiek mažėjantis spinduliu, atitinka kiekvieno debesies duomenis atskirai, tačiau tikimybė, kad tai galioja visiems keturiems debesims, yra & # x0007E3 & # x000D7 10 & # x022127. Vis dėlto aiškių ambipolinės difuzijos teorijos stebėjimo įrodymų nepateikė Crutcherio ir kt. Rezultatai. (2009).

4.2.4. Specifinių debesų modeliai

Ambipoliniai difuzijos modeliai, skirti specifiniams debesims, B1 ir L1544, buvo sukurti palyginimui su stebėjimo duomenimis, įskaitant OH Zeemano aptikimus (Crutcher et al., 1994 Ciolek ir Basu, 2000). Abiem atvejais modeliai galėjo sutikti su stebėjimais, tačiau abu reikalavo, kad laukai daugiausia būtų dangaus plokštumoje, nes modeliams reikalingi lauko stipriai buvo daug didesni nei regėjimo stiprybės, gautos atlikus Zeeman stebėjimus. Nors tai gali būti tiesa labai mažam dviejų mėginių mėginiui, didesniame tamsių debesų pavyzdyje su OH Zeeman stebėjimais galima tikėtis rasti lauko pavyzdžių, esančių daugiausia išilgai regėjimo linijos, tokių, kad labai dideli BLOS būtų galima rasti iš Zeemano stebėjimų. Tokių didelių laukų nerasi.


Tolimasis infraraudonasis spindulys ir Kuiperio astronomijos observatorija

Tolimoji IR astronomija buvo ankstyvoje vystymosi stadijoje aštuntojo dešimtmečio pradžioje, kai pradėjome dirbti šioje srityje UC Berkeley. Mūsų darbas progresavo žingsnių seka, bet visada link didelio jautrumo ir didelės spektrinės skiriamosios gebos su Fabry-Perot interferometrais.

Mums pasisekė beveik iš karto pradėti nuo to, kas atrodė įdomus ir palyginti paprastas matavimas, nors tam reikėjo surinkti naują spektrometrą. Martin Harwit ir jo bendradarbiai Cornell'e ką tik paskelbė stebėjimus iš didelio aukščio raketų stebėjimų, rodančių nepaprastai intensyvų izotropinį srautą 0,4–1,3 mm bangos ilgio diapazone (Shivanandan et al. 1968, Houck & amp Harwit 1969). Srautas buvo maždaug 25 kartus didesnis, nei tikėtasi iš 2,7-K juodųjų kūnų lauko. Jis pasirodė pakankamai stiprus ir esant tokiems bangų ilgiams, kur atmosfera buvo pakankamai skaidri, kad galėtume stebėti radiaciją iš didelio Žemės aukščio. Mike'as Werneris, neseniai atvykęs UC Berkeley postdokas, ir John Mather, magistrantas, besidomintis mūsų tyrimais, noriai bandė išmatuoti šią jaudinančią, bet labai mįslingą radiaciją. Ar tai gali būti kokia nors intensyvi spektro linija? Paprašiau Paulo Richardso, kolegos profesoriaus, turinčio patirties su bolometrais ir tolimojo IR, pagalbos, kad darbas paspartėtų, ir, laimei, jis taip pat domėjosi. Šie trys sujungė derinamą ir fiksuotą „Fabry-Perot“ interferometrą su nikelio tinklelio atšvaitais, indio-antimonido bolometro detektorių, smulkintuvą ir 8 cm diafragmos fokusatorių (Mather et al 1971). Sistema buvo įrengta 12 500 pėdų aukštyje Baltame kalne rytinėje Kalifornijoje, o spektrai buvo imami 0,7–1,7 mm bangos ilgio diapazone, kurio skiriamoji galia buvo apie 100. Atrodė, kad radiacija, matyt, aptikta raketos skrydžių, neatrodė. būti ten! Raketų matavimai, žinoma, yra sunkūs, ir tai nebuvo vienintelis kartas, kai raketų matavimai davė klaidinančius rezultatus matuojant izotropinę foninę spinduliuotę. Kūrinys aiškiai domino Paulą Richardsą, kuris tada perėjo į raketinius foninės spinduliuotės matavimus. Johnas Matheras tapo Pauliaus mokiniu ir galiausiai turėjo atlikti įspūdingai sėkmingą eksperimentą su COBE palydovu, kad pamatuotų foninę spinduliuotę ir, matyt, iš tikrųjų ją teisingai suprastų.

Eksperimentas ant Baltojo kalno padėjo mums pradėti, o mano paties tyrimų grupė, įskaitant Mike'ą Wernerį, tęsė sistemų, skirtų matuoti astronominius spektrus tolimajame IR lėktuvų IR bangos ilgyje, palyginti su šio pirminio antžeminio eksperimento, matavimo spektrus. Pirmojoje mūsų operacinėje sistemoje buvo naudojamas bolometro detektorius ir reflektoriai, pagaminti iš metalinių tinklinių konstrukcijų, padėtų ant kvarco. Tuo metu nepalaikomas tinklelis atrodė nepakankamai stabilus, kad atlaikytų lėktuvo vibracijas. Mike'as Werneris ir Bobas McLarenas kartu su studentu Donu Brandshaftu skraidė sistemą NASA „Lear“ reaktyviniu lėktuvu ir sugebėjo išmatuoti Oriono regiono spinduliuotę nuo 60 iki 100 μm, bet tik su 4 μm skiriamąja geba (Brandshaft ir kt. ). Iki 1976 m. Buvo galima įsigyti daug didesnį NASA lėktuvą C141 su didesniu 36 colių skersmens teleskopu. Juo mes galėtume išmatuoti amoniako sukimosi liniją Jovijos atmosferoje esant 85 μm bangos ilgiui, skiriant apie 1 μm (Greenberg ir kt., 1977).

Kiti svarbiausi žingsniai, kuriuos atliko studentas Danas Watsonas ir postdoc John Storey, apėmė „Fabry-Perot“ atšvaitus, pagamintus iš plonos metalinės akies, tvirtai ištemptus ant apskrito rėmo. Serijoje buvo du „Fabry-Perots“, vienas fiksuotas ir vienas derinamas. Be to, Kandiahas Shivanandanas iš NRL paskolino mums galio legiruotą germanio detektorių. Iki 1978 m. Šios sistemos jautrumas ir skiriamoji geba reikalingi, kad būtų suteikta 1000 skiriamoji galia ir gerai matuoti OIII smulkias struktūros linijas esant 88 μm, o OI - 63 μm (Storey et al 1979). Pirmąsias tolimas IR linijas, esančias už Saulės sistemos ribų, jau aptiko Martin Harwit vadovaujama grupė Cornell (Ward et al 1975) ir Prancūzijos ir Europos kosmoso agentūros grupė, įskaitant Baluteau ir Moorwood (Baluteau et al 1976). Harwito grupė naudojo groteles OIII linijai aptikti. Prancūzijos ir Europos kosmoso agentūros grupė naudojo „Michelson“ interferometrą ir pasiekė labai didelę skiriamąją gebą. Tai buvo istoriniai pirmieji, Kornelio grupė aiškiai nustatė pjūvį jau 1975 m., Tačiau tik 1,3 μm skiriamąją gebą. Europos grupės skiriamoji geba buvo puiki, beveik 0,02 μm, tačiau jų spektrinė linija buvo šiek tiek ribota. Mes dirbome toli nuo „Fabry-Perot“ sistemų, manydami, kad jos yra galingiausios paprastos sistemos linijoms aptikti ir atvaizduoti. Tačiau grotelių sistemos tikrai yra konkurencingos, o puikią grotelių sistemą neseniai naudojo Edas Ericksonas iš NASA Ames ir kitų (Erickson et al 1995).

Mums pasisekė, kad UC Berkeley kietosios būsenos fizikas Eugenijus Halleris atliko ir atliko legiruoto germanio detektorių tyrimus. Jis aprūpino mus galio legiruotais germanio detektoriais, o iki 1980 m. Mes galėtume naudoti vieną iš Hallerio antimono legiruotų germanio detektorių, kuris jautriai aptiko fotonus, kurių bangos ilgis viršija 120 μm galio legiruoto germanio ribą. Tai leido aptikti CO sukimosi linijas Oriono ūke (Watson ir kt., 1980). Šios ir OH linijos (Storey et al 1981) gerai įrodė sukrėtimus Orione ir leido nustatyti dujų tankį ir temperatūrą.

Per ateinančius kelerius metus dviguba „Fabry-Perot“ sistema, naudodama antimonu arba galiu legiruotus germanio detektorius ir skrisdama maždaug 41 000 pėdų aukštyje NASA KAO, atnešė daug vertingos informacijos apie mūsų pačių ir mūsų atomus, jonus ir molekules. kitų galaktikų. Esant palankioms sąlygoms ir esant ilgesniam bangos ilgiui, ji pasiekė 30 000 skiriamąją galią ir 2 × 10 −15 vatų / Hz 0,5 jautrumą.

Reinhardas Genzelis buvo atvykęs į UC Berkeley 1982 m. Pagal Millerio postdoktorantūros stažuotę. Jis dirbo su tolima IR grupe ir labai padėjo pratęsti darbą, kurį pradėjo postdocs Storey ir Crawford bei magistrantas Danas Watsonas. Netrukus jis taip pat buvo paskirtas į akademinį personalą.

8-ojo dešimtmečio viduryje žengėme dar vieną žingsnį kurdami tris detektorius iš eilės, kad galėtume greičiau susieti žemėlapius. Šie detektoriai taip pat galėtų būti mechaniškai suspausti, kad jų jautrumas šiek tiek padidėtų bangos ilgiams, ilgesniems už įprastą ribinę vertę. Gordonas Stacey, padaręs disertaciją apie tolimą IR astronomiją Kornelyje kartu su Martinu Harwitu, buvo postdokas ir buvo svarbus žaidėjas įgyvendinant šią sistemą.

Reinhardas Genzelis grįžo į Vokietiją kaip Garcho Maxo Plancko instituto direktorius 1986 m. Pabaigoje, tačiau mes toliau glaudžiai bendradarbiavome. UC Berkeley ir Garchingo grupės kartu sukonstravo kitą tolimąjį IR spektrometrą, kuris pirmą kartą nuskriejo KAO 1989 m. Jo patobulinimai apėmė dviejų arba trijų „Fabry-Perots“ serijų pasirinkimą, kad būtų galima gauti labai aukštą arba vidutiniškai aukštą spektrinę skiriamąją gebą ir 5 x 5 detektorių surinkimas, užtikrinantis greitą kartografavimą, gerą jautrumą ir spektrinę skiriamąją gebą. Kiekvienas detektorius turėjo savo optikos kūgį, kad visa IR spinduliuotė būtų įdėta į tam tikrą detektorių tam tikrame kampinės skiriamosios gebos elemente. Šią naują sistemą, pavadintą FIFI (Far-IR Imaging Fabry-Perot Interferometer) (Poglitsch et al 1991), KAO naudojo UC Berkeley – Garching grupės ir kviestiniai stebėtojai, norėdami atvaizduoti daugybę spektrinių linijų mūsų galaktikos regionuose. ir išorinėse galaktikose. Vienas iš Genzelio studentų Norbertas Geisas keletą metų atvyko dirbti į UC Berkeley grupę, kurdamas bendrus mūsų projektus su FIFI. 36 colių „Kuiper“ teleskopo skiriamoji geba tolimajame IR yra difrakcija ribojama iki 30–50 arkų. Tačiau to pakanka, kad būtų galima žymiai išspręsti daugelio netoliese esančių galaktikų ypatybes.

1995 m. Pabaigoje NASA pagrįsdamas KAO, siekdamas sutaupyti lėšų vis geresnei sistemai sukurti, užbaigė mano pačios tolimus IR stebėjimus. Vis dėlto džiaugiuosi, kad žengiamas šis kitas žingsnis į naują sistemą, vadinamą SOFIA (Stratosferos observatorija Tolimoji infraraudonoji astronomija). Be kitų privalumų, jis neš 2,4 m teleskopą, kurio difrakcijos ribota kampinė skiriamoji geba yra 2,8 karto didesnė nei KAO, o jautrumas mažiems objektams yra maždaug didesnė. Genzelis ir jo grupė Maxo Plancko institute pradėjo planuoti kitus instrumentinius patobulinimus, siekdami dar geresnio spektro linijų matavimo ir kartografavimo, ir jie bus viena iš daugelio grupių, kurios SOFIA išlaikys gana užimtą.


Masyvus besisukantis diskas ankstyvojoje visatoje

Tikimasi, kad masyvios diskinės galaktikos, tokios kaip Paukščių takas, tradiciniais galaktikų formavimosi modeliais susiformuos vėlyvuoju laiku, tačiau naujausi skaitiniai modeliavimai rodo, kad tokios galaktikos gali susidaryti jau po milijardo metų po Didžiojo sprogimo per šalčio medžiagą ir susijungimus. Stebėjimo požiūriu buvo sunku nustatyti disko galaktikas, kurių spinduliavimas vyksta esant dideliam raudonam poslinkiui, kad būtų galima atskirti konkuruojančius galaktikų susidarymo modelius. Šiame indėlyje autoriai praneša apie vaizdavimą, kurio rezoliucija yra

1,3 kiloparsekai, 158 mikrometrų emisijos linija iš vien jonizuotos anglies, tolimojo infraraudonųjų spindulių dulkių kontinuumas ir beveik ultravioletinių spindulių kontinentas iš galaktikos, esant raudonam poslinkiui 4,2603, identifikuojami nustatant jos kvazaro šviesos absorbciją. Šie stebėjimai rodo, kad emisija susidaro iš dujų, esančių šaltame, dulkėtame, besisukančiame diske, kurio sukimosi greitis yra

272 kilometrai per sekundę. Aptikus anglies monoksido emisiją galaktikoje, gaunama molekulinė masė, atitinkanti jonizuotos anglies emisijos įvertį

72 mlrd M. Tokios masyvios, sukimosi principu palaikomos šaltojo disko galaktikos egzistavimas, kai Visata tebuvo 1,5 milijardo metų, palanki formavimuisi arba šalto režimo prieaugio, arba susijungimo būdu, nors jos didelis sukimosi greitis ir didelis šaltų dujų kiekis išlieka sudėtingi dauginant daugumą skaitinės simuliacijos.

Figūros antraštė: [Kairysis kairysis ir kairysis centras] VLA CO kontūrai ir [CII] ALMA kontūrai bei šiluminių dulkių emisija iš z = 4,3 Wolfe galaktikos. [Dešinysis centras ir kraštutinė dešinė]: [CII] greičio laukas ir sukimosi kreivė.

Publikacija: Marcel Neeleman (Maxo Plancko astronomijos institutas) ir kt., Šaltas, masyvus, besisukantis disko „Galaxy“ 1,5 milijardo metų po Didžiojo sprogimo, Gamta, 581, 269 (2020 m. Gegužės 20 d.).


Molekuliniai purkštukai iš mažos masės jaunų protostelinių objektų

Molekulinės srovės matomos iš jauniausių protostarų ankstyvoje mažos masės žvaigždžių formavimosi fazėje. Jie aptinkami CO, SiO ir SO, esant (sub) milimetrų bangos ilgiams iki pat vidinių regionų, kur su jais susiję protostarinai ir akrecijos diskai yra giliai įterpti ir kur jie paleidžiami ir kolimuojami. Tai ne tik iškastiniai protostarų akrecijos istorijos įrašai, bet ir tikimasi, kad jie atliks svarbų vaidmenį palengvinant akrecijos procesą. Tiriant jų fizines savybes (pvz., Masės praradimo greitį, greitį, sukimąsi, spindulį, svyravimą, molekulinį turinį, smūgio susidarymą, periodinius pokyčius, magnetinį lauką ir kt.), Mes galime ištirti ne tik reaktyvinį paleidimą ir kolimaciją, bet ir diską. kaupimasis ir evoliucija, taip pat dvejetainis susidarymas ir planetų susidarymas diskuose. Čia apžvelgiami naujausi įdomūs rezultatai, gauti naudojant molekulinių čiurkšlių didelės erdvinės ir didelės spartos skiriamosios gebos stebėjimą, palyginti su vėlesnėje žvaigždžių susidarymo fazėje gautais optiniais čiurkšlėmis. Tikimasi, kad būsimi molekulinių čiurkšlių su dideliu mėginiu stebėjimai naudojant didelę erdvinę ir greičio skiriamąją gebą su ALMA padės proveržiui suprasti jaunų žvaigždžių čiurkšles.

Tai yra prenumeratos turinio peržiūra, prieiga per jūsų įstaigą.